Сканировал и обработал Юрий Аболонко (Смоленск)

НОВОЕ В ЖИЗНИ, ТЕХНИКЕ

Серия «Космонавтика, астрономия» № 9, 1978 г. Издается ежемесячно с 1971 г.

В. Д. Давыдов

доктор технических наук

СОВРЕМЕННЫЕ ПРЕДСТАВЛЕНИЯ О МАРСЕ

ИЗДАТЕЛЬСТВО «ЗНАНИЕ»
Москва 1978
«На обложке даны фотографии Марса и Фобоса (НАСА).»

22.654 Д13

Давыдов В. Д. Современные представления о Марсе. М., «Знание», 1978. 64 с. (Новое в жизни, науке, технике. Серия «Космонавтика, астрономия», 9. Издается ежемесячно с 1971 г.) В результате недавних полетов к Марсу американских автоматических станций «Викинг» получено много экспериментальных данных, касающихся этой планеты. В брошюре приводятся различные сведения о нашем космическом соседе, основанные главным образом на результатах полета этих станций. Она рассчитана на инженеров, преподавателей и студентов вузов и техникумов, учащихся старших классов, а также на более широкий круг читателей, интересующихся современными проблемами астрономии. 20604 22.654 526 © Издательство «Знание», 1978 г.

СОДЕРЖАНИЕ
Введение
Глобальные характеристики Марса

Некоторые сведения о форме, размерах и массе

Магнитное поле

Осевое вращение и марсианские сезоны
Атмосфера Марса

Оптические свойства

Атмосферное давление на поверхности Марса

Ветер

Химический состав

Тепловой режим и вертикальная структура
Поверхность Марса

Темные и светлые области, их изменчивость

Классические названия и новая номенклатура

Температурные условия

Теплофизические свойства

Исследования марсианского грунта

Полярные шапки

Детали и формы рельефа
О вероятных изменениях климата на Марсе
Спутники Марса
Заключение

Введение

Марс на звездном небе выглядит как немерцающая точка красноватого цвета. В отдельные периоды он значительно превосходит по блеску звёзды первой величины.

Сейчас всем известно, что это четвертая в порядке удаленности от Солнца планета земной группы. Известно также, что планеты Солнечной системы, в том числе Земля и Марс, движутся вокруг Солнца, никогда не «нарушая» законы физики – точно по своим орбитам, которые представляют собой слегка вытянутые эллипсы, расположенные почти в одной плоскости. Орбита Земли меньше марсианской и как бы вложена в нее. Промежуток между земной и марсианской орбитами на различных участках неодинаков: вблизи перигелия он составляет 56 млн. км, а в других местах увеличивается до 102 млн. км. Минимально возможное расстояние между Землей и Марсом невелико (по астрономическим масштабам), но все же в десятки тысяч раз больше диаметров этих планет.

Прохождение Земли возле Марса случается каждые 26 месяцев. В это время Марс бывает виден в противоположном Солнцу направлении (находится в противостоянии) и обращен к нам своим дневным полушарием. Именно во время противостояний наиболее благоприятны условия для наблюдений Марса с Земли. Самое «тесное» сближение – на том участке орбит, где между ними всего 56 млн. км – происходит один раз за 15 – 17 лет и называется великим противостоянием. Великие противостояния Марса использовались для тщательных наблюдений планеты и принесли много интересных результатов.

Работа нескольких поколений астрономов позволила получить сведения о таких характеристиках Марса, как элементы его орбиты, направление оси и скорость суточного вращения планеты, размеры планеты и некоторые детали (и процессы) на его поверхности. Наблюдения за движением спутников Марса позволили вычислить массу вещества, сосредоточенного в планете, и ускорение силы тяжести на поверхности, а также среднюю плотность, полярное сжатие и момент инерции. Развитие техники физического эксперимента и совершенствование методов исследования планет с наземных обсерваторий дали возможность измерить температуру на отдельных участках поверхности Марса и провести оценки величины тепловой инерции грунта. Радиолокационные наблюдения позволили определить профиль марсианского рельефа в подрадарной точке с точностью порядка 100 м (по высоте), а спектроскопические – оценить химический состав газовой оболочки планеты.

В последние годы наши знания о Марсе чрезвычайно расширились благодаря применению космической техники. Первые же пролеты автоматических станций около планеты дали массу неожиданной информации, но еще больше интересных данных было получено при осуществлении технически более сложных программ исследования Марса – с выведением аппаратов на орбиты искусственного спутника этой планеты.

Первыми искусственными спутниками Марса стали американская станция «Маринер-9» и советские станции «Марс-2» и «Марс-3». 2 декабря впервые была осуществлена мягкая посадка на Марс. Отделившийся от станции «Марс-3» спускаемый аппарат опустился на поверхность планеты около 45° ю. ш. и 158° з. д. К сожалению, сложные условия посадки не позволили провести намеченный комплекс измерений.

Телевизионные снимки поверхности планеты, полученные с помощью этих автоматических станций, послужили основой для глобального картографирования Марса.

В июле и августе 1973 г. к Марсу стартовали четыре советские автоматические межпланетные станции – «Марс-4», «Марс-5», «Марс-6», «Марс-7». 10 февраля 1974 г. станция «Марс-4» прошла возле планеты на расстоянии около 2200 км и с пролетной траектории произвела съемку отдельных участков поверхности. Станция «Марс-5» 12 февраля была переведена с межпланетной трассы на орбиту искусственного спутника Марса с минимальным расстоянием от поверхности около 1700 км, с периодом обращения 24 ч 53 мин и с наклонением 35° к марсианскому экватору.

Спускаемый аппарат станции «Марс-6», которая подошла к планете 12 марта 1974 г., был выведен на траекторию прицельной посадки и опустился в точке с координатами 23,9 ± 0,1° ю. ш. и 19,4 ± 6° з. д. На трассе спуска были получены данные о структуре марсианской атмосферы, а также информация, чрезвычайно важная для экспериментов по отработке мягкой посадки: о перегрузках на участке аэродинамического торможения, о давлении и температуре в атмосфере при парашютном спуске с контролем высоты и о скорости спускаемого аппарата относительно орбитальной станции с момента разделения и до конца полета. Передача сигнала радиокомплекса спускаемого аппарата длилась приблизительно 150 с.

Весьма успешно работал большой комплекс научной аппаратуры на орбитальной станции «Марс-5», на борту которой проводились эксперименты по измерению содержания водяного пара и озона в атмосфере Марса, по исследованию атмосферы методами радиопросвечивания, а также изучалась верхняя атмосфера Марса (по измерениям интенсивности резонансного свечения). Ряд экспериментов был посвящен исследованиям физических условий в окрестностях Марса и на поверхности планеты. Со станций «Марс-4» и «Марс-5» получены редкие фотоснимки планеты, в том числе в тех районах, где имелись «белые пятна» на картах, составленных по снимкам с «Маринера-9».

Эти полеты автоматических станций несомненно явились крупным достижением ракетно-космической техники, дали неоценимый вклад в наши представления о планете, уже несколько веков привлекающей к себе внимание землян. Космические эксперименты, успешно осуществленные в ходе полетов станций «Марс», оказались очень важными при переходе к новому этапу изучения соседней планеты – одновременно с орбитальной траектории и с поверхности Марса. Последнее и было положено в основу американской программы «Викинг», ставшей логическим развитием достигнутых успехов в области космических исследований этой планеты.

В августе и сентябре 1975 г. по проекту «Викинг» к Марсу были запущены две американские станции, в состав которых входили орбитальный отсек и спускаемый аппарат¹. Успешное функционирование автоматических станций по программе «Викинг» позволило получить большое количество информации об этой планете. Так, за первые несколько месяцев работы орбитальных аппаратов были получены фотомозаики отдельных областей Марса, составленные в общей сложности из нескольких тысяч снимков марсианской поверхности.

¹ Хронология полета автоматических станций «Викинг-1» и «Викинг-2», а также программа исследований с помощью этих станций приводится в брошюре Б. Г. Мурзакова «Проблемы обнаружения жизни на планетах» (Серия «Космонавтика, астрономия», 8). М,, «Знание», 1977. Там же дается подробное описание биологических исследований Марса, осуществленных с использованием аппаратуры спускаемых аппаратов станций «Викинг».

В конце января 1977 г. орбитальный отсек «Викинга-1» был переведен на новую околополярную орбиту, обеспечивающую эпизодическое прохождение этого космического аппарата на близком расстоянии (около 100 км) от Фобоса, чтобы определить массу спутника Марса – по гравитационному возмущению движения аппарата. Были получены детальные снимки Фобоса» сделана оценка его плотности. В сентябре на новую орбиту был выведен орбитальный отсек «Викинга-2», который в октябре 1977 г. прошел от Деймоса на расстоянии 50 км.

Новые данные, полученные с борта пролетных, орбитальных и посадочных космических аппаратов, расширили и уточнили наши представления о Марсе, послужили основанием для пересмотра некоторых взглядов об этой планете. В данной брошюре приводятся различные сведения о Марсе, основанные главным образом на результатах «Викингов», но с учетом и других данных, полученных ранее.

Глобальные характеристики Марса

Некоторые сведения о форме, размерах и массе. Марс имеет форму, близкую к шарообразной – полярный радиус лишь на 20 км меньше экваториального (но имеются и многочисленные неровности). С учетом полярного сжатия и несколько сплюснутой формы экватора, более точной формой Марса является трехосный эллипсоид, который характеризуется тремя взаимно перпендикулярными радиусами: полярный – 3376,4 км, экваториальные – 3399,3 и 3394,0 км. Но и эта геометрическая фигура недостаточно хорошо описывает форму Марса. Например, обширные низины, опоясывающие планету в средних северных широтах, придают Марсу некоторое сходство с грушей.

Чтобы лучше понять особенности геометрической формы Марса, необходимо иметь представление о тех причинах, которые влияют на эту форму.

Планета стремится приобрести равновесную форму так, чтобы в центре планеты давление вещества со стороны полюсов и со стороны экватора было одинаковым. Идеальной формой в этом случае является шар (при однородной плотности вещества). Однако суточное вращение планеты порождает центробежную силу, максимальную на экваторе, и в результате возникает полярное сжатие, которое ее уравновешивает. Конечно, могут существовать местные выступы и впадины, уравновешенные за счет уменьшенной или повышенной плотности вещества: легкое вещество как бы «плавает» в тяжелом, а местные концентрации массы (тяжелый или легкий фундамент) усложняют схему гравитационного поля и тем самым – равновесную форму поверхности. Все отклонения от равновесной формы поверхности порождают силы, стремящиеся восстановить равновесие, и литосфера планеты (ее твердая оболочка) выдерживает эти деформирующие нагрузки в пределах своей прочности.

Сопоставление наблюдений с теорией показывает, что геометрическое полярное сжатие Марса количественно не согласуется с имеющейся у него сейчас скоростью суточного вращения. Возможно, что скорость его осевого вращения со временем менялась, приводя к изменению полярного сжатия. С другой стороны, полученная величина рассогласования позволяет дать количественные оценки деформирующего усилия, которое существует сейчас в теле планеты и сдерживается прочностью вещества. На основании таких оценок ученые пришли к выводу, что наружные слои Марса – твердые (не расплавленные и не размягченные), по крайней мере до глубины 200 км.

Массу планеты вычисляют по силе гравитационного притяжения, которую с большой точностью можно определить, измеряя период обращения спутников планеты (включая и искусственные). Так, оказалось, что в Марсе сосредоточено 6,423 · 10²³ кг вещества, т. е. всего 10,7% массы Земли. Зная массу и радиус, вычисляют и другие характеристики. Например, средняя плотность Марса равна 3,94 г/см³ (плотность Земли – 5,518 г/см³), ускорение силы тяжести на поверхности – 370 см/с² (38% этого параметра на Земле), критическая (вторая космическая) начальная скорость, обеспечивающая выход из поля тяготения Марса, – 5,0 км/с. Следует отметить, что от двух последних величин в значительной мере зависят пути эволюции газовой оболочки планеты и современные физические условия на Марсе.

Магнитное поле. На основании результатов измерений, проведенных в 1974 г. с борта автоматической межпланетной станции «Марс-5» (на вечерней и ночной сторонах планеты), а также данных, полученных ранее на станциях «Марс-2» и «Марс-3» (для дневной стороны) , было сделано заключение, что планета обладает собственным магнитным полем, которое вытянуто в направлении ночной стороны под действием солнечного ветра. Полученные данные о полярности и направлении силовых линий магнитного диполя Марса указывают на то, что северный магнитный полюс расположен около 65 – 70° с. ш., т. е. поле Марса по сравнению с магнитным полем Земли имеет обратную полярность. Магнитный момент диполя составляет 2,6 · 10²² Гс · см³, а напряженность на магнитном экваторе у поверхности Марса – около 60 гамм (приблизительно 2 · 10^–3 земного значения).

Осевое вращение и марсианские сезоны. Суточное вращение Марса относительно звезд происходит с постоянной угловой скоростью, но длительность солнечных суток на планете испытывает небольшие вариации вследствие неравномерности движения Марса по орбите и равна в среднем 24 ч 39 мин 35 с (в марсианском году 668,6 марсианских солнечных суток).

Экватор Марса наклонен к плоскости орбиты на 25,2°, а экватор Земли – на 23,45°. Однако сходство этим и ограничивается, поскольку направление оси суточного вращения Марса в современную эпоху сильно отличается от направления земной оси. Полярная ось Марса уходит своим северным концом в созвездие Лебедя, и вблизи марсианского «полюса мира» нет заметной звезды, которая могла бы выполнять роль нашей Полярной.

Наклон экватора к плоскости орбиты приводит к тому, что на одних участках орбиты освещаются и обогреваются Солнцем преимущественно северные широты планеты, а на других – южные. Благодаря этому, на Земле существует смена сезонов, имеется она, конечно, и на Марсе. В каждое время года Солнце проходит марсианский небосвод примерно по такой же траектории, как и на соответствующих земных широтах. Но, в отличие от Земных, марсианские северные сезоны по своей продолжительности и температурным условиям заметно отличаются от таких же южных. Так, весна и лето (промежуток времени между весенним и осенним равноденствиями) в южном полушарии Марса значительно короче весны и лета в его северных широтах (298 и 370 марсианских солнечных суток соответственно). Это вызывается различной скоростью прохождения Марсом отдельных участков орбиты (вследствие ее заметной эллиптичности).

Вторым следствием эллиптичности орбиты являются периодические изменения удаленности планеты от Солнца и обусловленные этим колебания яркости солнечного облучения. В перигелии Марс оказывается на 43 млн. км ближе к Солнцу, а температура в подсолнечной точке поверхности и средняя по дневному полушарию планеты – на 25 – 30 К выше, чем в афелии. Это приводит к значительным различиям в климате северного и южного полушарий. По марсианскому календарю (если построить его по аналогии с нашим) перигелий бывает в начале декабря, и поэтому осень и зима в северных Широтах Марса менее суровы, чем в соответствующих южных, а южное лето – теплее северного.

Моменты прохождения Марса через перигелий и расписание сезонов до 2000 г. для северного полушария приведены в табл. 1 (в южном полушарии сезоны всегда противоположны, как и на Земле).

Атмосфера Марса

Оптические свойства. Газовая оболочка Марса в оптическом диапазоне спектра прозрачна при отсутствии облаков, но постоянно присутствующая более или менее плотная дымка из мелких частиц минеральной пыли и локальные дымки из кристалликов льда Н₂О и СО₂ создают характерные оптические атмосферные эффекты. Например, при наблюдениях Марса с Земли для . улучшения видимости деталей на поверхности Марса используются оранжевый и красный светофильтры. Зеленый светофильтр способствует выявлению облаков, сохраняя удовлетворительным контраст. Сквозь синий же светофильтр детали поверхности планеты видны плохо, а на снимках, сделанных в ультрафиолетовых лучах, видна только сплошная облачная дымка переменной плотности на диске Марса (с весьма яркими пятнами как в полярных, так и в тропических районах). Для ультрафиолетовых лучей марсианская атмосфера является довольно прозрачной средой² и пропускает их до поверхности, в отличие от нашей атмосферы.

² Изображение деталей поверхности Марса в ультрафиолетовом диапазоне, возможно, замывается не только рассеянием ультрафиолетовых лучей на аэрозолях, но и вследствие свечения верхних слоев марсианской атмосферы (под действием солнечной радиации).

Таблица 1

Сезоны в северном полушарии Марса и моменты перигелия до 2000 г.

Интересная информация об оптических свойствах марсианской атмосферы была получена по наблюдениям, проведенным непосредственно с поверхности Марса. Так, например, по снимкам, полученным с помощью посадочных отсеков «Викинга-1» и «Викинга-2», марсианское небо в ясную погоду имеет розоватый цвет. Для исследования свойств марсианских аэрозолей были предприняты наблюдения яркости дневного и сумеречного неба и небесных светил (Солнца, Фобоса). Летом и осенью над этими посадочными отсеками наблюдались три типа аэрозолей:

1. Стелющийся к поверхности грунта туман из частиц льда Н₂О (в летний сезон он образовывался поздно вечером и рассеивался после восхода Солнца). Объемное содержание водяного пара до образования тумана, найденное по «точке инея», соответствует 195 К и составляло приблизительно 10^–4 возле поверхности грунта в районе посадки спускаемого аппарата «Викинга-2». Если конденсация происходит только на взвешенных частицах грунта, то толщина слоя тумана и средний радиус этих частиц равны соответственно около 0,4 км и 2 мкм.

2. Осенью в районе посадки спускаемого аппарата «Викинга-2» время от времени появлялись довольно высокие облака из частиц льда Н₂О, которые давали наибольший вклад в непрозрачность атмосферы.

3. В течение всего периода наблюдений в атмосфере присутствовали взвешенные частицы грунта. Летом они были единственным источником значительной непрозрачности атмосферы (ежесуточно после полудня и большую часть ночи). Средняя величина радиуса поперечного сечения этих аэрозолей составляет около 0,4 мкм. Основным непрозрачным минералом в них является магнетит, составляющий 10 ± 5% всего материала дымки по объему. Количество частиц грунта в единице объема атмосферы убывает с высотой приблизительно по такому же закону, как и плотность атмосферных газов (верхняя граница этой дымки расположена на высоте не менее 30 км).

Атмосферное давление на поверхности Марса. По данным измерений, проведенных непосредственно на поверхности Марса, атмосферное давление в местах посадки спускаемых аппаратов «Викингов» составило 7,6 и 8,1 мбар (на Земле на уровне океана барометр показывает 760 мм рт. ст., или 1013 мбар). Высоко в горах атмосферное давление, как известно, меньше; такое же явление наблюдается и на Марсе. По данным оптических измерений с искусственных спутников Марса, атмосферное давление в глубоких низинах планеты достигает 10 мбар, а на уровне высочайших горных вершин равно всего l – 2 мбар.

Значительная часть поверхности планеты (около 75%) расположена выше уровня атмосферного давления, равного 6,105 мбар (рис. 1). Благодаря этому на марсианских возвышенностях (при меньших давлениях; рис. 2) вода может находиться только в состоянии льда или пара и не может быть жидкостью. Только на одной четверти поверхности Марса атмосферное давление достаточно большое, чтобы обеспечить принципиальную возможность существования там открытых водоемов, жидких при температуре более 273 К.

Длительная работа метеорологических комплексов спускаемых аппаратов «Викингов» на поверхности Марса позволила наблюдать сезонные вариации давления в марсианской атмосфере. Полагают, что эти вариации обусловлены изменением размеров и суммарной массы северной и южной шапок Марса.

Рис. 1. Карта высот поверхности Марса (нулевой уровень соответствует давлению 6,1 мбар)

Рис. 2. Зависимость давления от высоты в марсианской атмосфере. Для высот выше 28 км давление определялось из данных о плотности, ниже 5 км – на основе измерений давления во время парашютного спуска космических аппаратов«ОТРАГ-10000»

Сезонный ход атмосферного давления приблизительно за половину полного цикла марсианских сезонов показан на графике (рис. 3). Минимум давления был отмечен аппаратурой одновременно двух спускаемых аппаратов – при долготе Солнца 149° от марсианской точки весеннего равноденствия. Полная амплитуда годовых колебаний атмосферного давления на Марсе, по предварительным данным, оценивается в 30%.

Кроме сезонных, колебания давления наблюдались в течение суток, что обусловлено, вероятно, наличием приливов в атмосфере Марса. Амплитуда этих колебаний составляла на первой станции 0,16 мбар, а на второй – всего 0,03 мбар. Суточный максимум давления наблюдался между 03,0 и 03,5 ч по местному времени (замечены были также вариации с еще меньшей амплитудой – с полусуточным периодом).

Рис. 3. Сезонные изменения среднесуточного атмосферного давления на поверхности Марса (по данным метеорологических наблюдений со спускаемых аппаратов «Викингов»)

Ветер. Для измерения скорости ветра в нижней атмосфере Марса были использованы видимые перемещения (по наземным телескопическим наблюдениям) облачных систем относительно физической поверхности. По наблюдениям желтых (вероятно, пылевых) облаков получены скорости около 15 м/с. На высоте порядка 10 м теоретические оценки дают около 20 м/с, начиная с 200-метрового уровня и выше – 40 – 50 м/с. С учетом зависимости ветра от рельефа местности, не исключаются скорости более 100 м/с.

Очень важно, особенно для конструирования спускаемых аппаратов, знать скорость ветра в слое атмосферы, непосредственно примыкающем к поверхности. Такие данные на высоте 1,6 м были получены с помощью спускаемых аппаратов «Викингов». Усредненные за каждый час, они наносились на график в виде стрелки, указывающей направление и скорость ветра. Оказалось, что в сезон северного лета поведение ветра в течение суток повторялось изо дня в день: вектор поворачивался ночью и днем в определенном направлении, но при заходе Солнца останавливался и делал небольшую обратную петлю. Средняя часовая скорость ветра близ посадки спускаемого аппарата «Викинга-1» не превышала 7 м/с, близ посадки другого аппарата ,– 3,5 м/с (и уменьшалась ночью). Направление вращения вектора было противоположным в двух районах посадки. Повторяемость стала нарушаться во второй половине лета, когда были отмечены случаи затяжных северо-восточных ветров, сопровождавшихся понижением температуры.

Химический состав. По данным спектральных наблюдений Марса с Земли, в составе марсианской атмосферы были обнаружены следующие компоненты: углекислый газ СО₂ (в количестве, эквивалентном слою толщиной 75 ± 15 м при давлении 1 атм, угарный газ СО (в количестве 0,1 – 0,7% от СО₂ по объему), молекулярный кислород О₂ (в количестве 0,1% по объему от СО₂), водяной пар Н₂О (в количестве, эквивалентном слою воды толщиной от нескольких микрометров до нескольких десятков микрометров).

Масс-спектрометрические измерения, проведенные как на трассах спуска космических аппаратов, так и непосредственно на поверхности планеты, значительно уточнили наши знания о химическом составе марсианской атмосферы (табл. 2). Впервые была получена надежная информация о содержании инертных газов и азота.

Таблица 2

Состав нижней атмосферы Марса

* Переменное содержание.

Дистанционные методы измерений с использованием искусственных спутников Марса позволили уточнить данные, касающиеся водяного пара и озона. По результатам наблюдений с помощью «Викингов», глобальное содержание водяного пара в марсианской атмосфере оставалось постоянным, но широта, где отмечалась максимальная влажность, менялась – от северной полярной области к экваториальным широтам (при этом величина максимума убывала). Локальная абсолютная влажность атмосферы испытывала сильные вариации в зависимости от высоты места, широты, сезона и, по-видимому, от местного времени. Содержание водяного пара в атмосфере над различными пунктами изменялось от 85 – 100 мкм возле полярной области летнего полушария до 1 мкм в зимнем полушарии. Рекордно большие значения влажности были отмечены над темными деталями вокруг северной полярной шапки летом (и соответствовали насыщению).

Водяной пар в атмосфере сосредоточен в слое возле поверхности планеты и, как полагают, переносится из одного полушария в другое по мере смены сезонов. Присутствие водяного пара в нижней атмосфере Марса, хотя и в относительно малой концентрации, может оказывать колоссальное влияние на природные условия, но, как выяснилось, в совершенно неожиданном направлении. И связано это с недостаточным количеством другой переменной составляющей атмосферы – озона. На основании фотохимических моделей ожидалось, что озон находится в приповерхностном слое атмосферы. Однако измерения, проведенные с помощью станции «Марс-5», показали, что слой озона наблюдается в марсианской атмосфере на высоте около 40 км. Количество озона там приблизительно в тысячу раз меньше (на единицу поверхности планеты), чем в озоносфере Земли, и такой малый слой озона не препятствует проникновению к поверхности Марса ультрафиолетового излучения Солнца. В этом и состоит, как мы сейчас увидим, одна из важнейших причин своеобразия марсианских условий.

Дело в том, что коротковолновая граница спектра излучения, проникающего в нижнюю атмосферу Марса, расположена около 1900 Å, и под влиянием солнечного ультрафиолетового излучения с длиной волны короче 2270 Å (а также по другим причинам) молекулы углекислого газа должны диссоциировать с образованием окиси углерода СО, обратный процесс – прямая рекомбинация СО в СО₂ – не может происходить. Однако, по данным измерений, содержание окиси углерода в атмосфере Марса оказалось относительно малым, что противоречит данным теории. В чем же здесь дело? По-видимому, на Марсе существуют какие-то прежде не учитывавшиеся мощные механизмы стока СО. Возможно, процессы рекомбинации СО в СО₂ в атмосфере Марса инициируются продуктами диссоциации водяного пара и их производными.

Было известно, что в результате диссоциации Н₂О под действием фотонов с длиной волны менее 2000 Å образуется водород и гидроксил, причем последний является одним из сильнейших окислителей. Теоретическое рассмотрение фотохимических процессов и лабораторное моделирование показали, что дальнейшие реакции приводят к образованию перекиси водорода (Н₂О₂) и гипероксида (НО₂), которые при марсианских температурах должны замерзать и выпадать на поверхность, создавая там высокую оксидизацию. На основе этих соображений было показано, что материал поверхности Марса был бы постепенно окислен.

Но вернемся к составу марсианской атмосферы. С помощью аппаратуры «Викингов» впервые был исследован ее изотопный состав (табл.3).

Таблица 3

Относительное содержание изотопов в атмосфере Масса и Земли

Эти данные в какой-то мере пролили свет на процесс поступления газов из недр в атмосферу, а также на их диссипацию из верхней атмосферы Марса в космос (по сравнению с такими же процессами на Земле). Если сравнить содержание летучих веществ на Земле с оценками их концентрации в метеоритном веществе (типа обыкновенных хондритов), то оказывается, что все летучие вещества в атмосфере, гидросфере и осадочных породах на поверхности Земли могли проявиться в результате выделения газов из 100-километрового наружного слоя нашей планеты. Как оказалось, количество аргона-40 в марсианской атмосфере соответствует полной дегазации всего лишь 6-километрового слоя. Аргон-36 в марсианской атмосфере еще более дефицитен, причем это нельзя объяснить его диссипацией (т. е. улетучиванием в космос).

Отношение содержаний азота-15 и азота-14 в атмосфере Марса в 1,75 раза больше отношения этих изотопов в земной атмосфере. Если предположить одинаковые источники азота и, таким образом, исходить из одинакового их первоначального соотношения на Земле и на Марсе, то современное обеднение марсианской атмосферы азотом-14 по сравнению с азотом-15 можно объяснить различием темпа диссипации этих достаточно легких изотопов (азот-14 теряется быстрее).

Таким образом, полученные результаты по изотопному составу дают основания полагать, что, во-первых, на Марсе процесс выделения газов из недр происходил в значительно меньшем объеме, чем на Земле, и, во-вторых, современная атмосфера Марса представляет собой только небольшую часть атмосферы, которая была в прошлом.

Тепловой режим и вертикальная структура. Вследствие прозрачности марсианской атмосферы сквозь нее беспрепятственно (в условиях малой запыленности) проникает почти вся поступающая солнечная радиация. При этом нагревается лишь поверхность Марса, и поглощенная солнечная энергия расходуется на собственное тепловое излучение поверхности (в инфракрасном диапазоне). В широкий спектр этого излучения попадает и полоса с длиной волны около 15 мкм, а излучение в последней сильно поглощается углекислым газом марсианской атмосферы. Поскольку поглощенная энергия переходит в тепловую, то это приводит к нагреванию нижних слоев атмосферы, от основания которой тепло передается вверх (с некоторой задержкой), главным образом с помощью лучистого переноса. Но так как поверхность Марса днем нагревается, а ночью остывает, то этот цикл определяет и изменение температуры нижних слоев атмосферы.

По данным метеорологических наблюдений, проведенных с помощью спускаемых аппаратов «Викингов», температура атмосферы вблизи поверхности Марса (рис. 4 а, б) после полудня поднималась до 240 К, а ночью падала до 150 К (измерения производились в тропических и средних широтах в сезон северного лета, когда Марс находится в наибольшей удаленности от Солнца).

Дополнительным источником поступления тепла в марсианскую атмосферу может быть нагрев находящихся в ней непрозрачных пылинок. Такой эффект при сильной запыленности нижней атмосферы резко изменяет нормальное распределение температуры по вертикали: пыль не только нагревает атмосферу, но и затеняет поверхность. Во время глобальной пылевой бури 1971 – 1972 гг. наиболее запыленный слой атмосферы (толщиной около 10 км) в районе экватора «был днем практически изотермичен. По измерениям вертикального перепада температур (например, методом радиопросвечивания с использованием искусственных спутников Марса) обнаружилась пыль в атмосфере Марса на уровнях вплоть до высот 30 км, даже в то время, когда судя по телевизионному изображению, полученному с помощью орбитальных станций, на планете было ясно.

Рис. 4. Изменения температуры в течение суток на высоте 1,6 м над поверхностью Марса (в начале и в конце основной программы метеорологических наблюдений со спускаемых аппаратов «Викингов»): а) 1 – 4-й. день, 2 – 43-й день; б) 1 – 1-й день, 2 – 55-й день, 3 – 45-й день

На трассах снижения спускаемых аппаратов «Викингов» была получена надежная информация о вертикальной структуре нижней и средней атмосферы Марса (при малой запыленности). От поверхности Марса, точнее от нескольких метров над поверхностью до высоты приблизительно 40 км, простирается область атмосферы, в которой температура монотонно понижается с увеличением высоты в среднем на 1,6 К на каждый километр. Из вертикального распределения температуры следует, что атмосфера Марса, в указанном диапазоне высот, имеет устойчивую стратификацию (слоистость), препятствующую конвекции³ (измерения производились в 4 ч дня и в 10 ч утра по местному времени).

³ Перемешивание атмосферы по вертикали происходило только за счет турбулентности горизонтальных потоков, но допускается возможность возникновения конвекции в нескольких ограниченных районах.

На высотах 40 – 60 км расположена переходная область, в которой распределение температуры в атмосфере переходит в изотермическое, которое сохраняется до уровня 120 – 130 км, но несколько искажается наложением температурной волны (рис. 5). Эта температурная волна, как полагают, возбуждается суточным тепловым циклом поверхности планеты (на уровне 90 км амплитуда составляет 25 К и увеличивается с ростом высоты).

Рис. 5. Зависимость температуры от высоты для марсианской атмосферы на трассе спуска аппаратов «Викингов»

От поверхности Марса до высот 120 – 130 км атмосфера хорошо перемешана, и ее химический состав однороден. Выше 130 – 140 км средняя длина свободного пробега частиц достаточно велика для того, чтобы преобладали процессы диффузного разделения компонент атмосферы, а это приводит к изменениям относительного содержания составных частей в верхней атмосфере по сравнению с нижней. Так, например, по данным с трассы спуска аппарата «Викинга-1», количество азота по отношению к СО₂, составляющее 2,6% в диапазоне высот от 0 до 120 км, возрастает до 10% на высоте 160 км и до 50% на высоте 200 км. Содержание остальных компонент (по сравнению с содержанием СО₂) изменяется несколько меньше, тем не менее верхняя атмосфера Марса обогащена также угарным газом СО и окисью азота NO по сравнению с нижней атмосферой.

Первые данные для построения моделей состава и структуры верхней атмосферы и ионосферы Марса были получены с помощью дистанционных методов, основанных на определении спектров излучения, а также с помощью наземных наблюдений рефракции радиоволн и при радиопросвечивании атмосферы Марса с помощью аппаратуры космических аппаратов. В результате подобных радиозатменных экспериментов были найдены характеристики марсианской ионосферы, обнаруженной еще при пролетных траекториях космических аппаратов. На высоте 134 – 140 км от поверхности Марса концентрация электронов, как оказалось, составляет 1,6 · 10⁵ см^–3 (при высоте Солнца около 40°). Отмечена связь концентрации электронов с переменной величиной потока коротковолнового солнечного излучения. Кроме того, по наблюдениям со станции «Марс-2» был обнаружен второй максимум на высоте ПО км с концентрацией 7 · 10⁴ см^–3 (на советских космических аппаратах «Марс-4» и «Марс-6» была зарегистрирована не только дневная, но и ночная ионосфера Марса и найдены ее параметры).

Ультрафиолетовое излучение Солнца приводит не только к ионизации верхней атмосферы Марса, но и вызывает ее свечение, наиболее яркое в участке спектра 1900 – 2700 Å и достаточно интенсивное в некоторых эмиссионных линиях за пределами указанного диапазона. В спектре этого свечения содержится информация о составе, плотности и температуре нейтральных и ионизованных компонент верхней атмосферы на различных высотах. Так, на основе данных ультрафиолетовой спектрометрии с помощью «Маринера-9» было сделано неожиданное открытие: оказалось, что преобладающей ионной компонентой на высоте около 135 км является ионизованный молекулярный кислород О₂+, содержание которого приблизительно на порядок больше⁴, чем СО₂+.

⁴ Хотя не подлежит сомнению, что относительный состав нейтральной (неионизованной) атмосферы на этой высоте очень мало отличается от ее состава у поверхности Марса (см. табл. 2).

Преобладание О₂+ среди компонент плазмы в верхней атмосфере Марса подтверждено прямым зондированием, проводившимся на спускаемых аппаратах «Викингов». Непосредственные измерения характеристик ионосферы Марса проводились при помощи анализаторов с электрическим потенциалом, задерживающим частицы. В результате установлено, что в основном слое ионосферы Марса, соответствующем слою F1 в земной ионосфере, максимальная концентрация ионов достигает величины 10⁵ см^–3 (верхняя граница этого слоя расположена на высоте 130 км от поверхности Марса). Из общего количества ионов приблизительно 10% являются ионами СО₂+ и почти 90% – ионами О₂+. Количество нейтральных молекул О₂ на такой высоте, по данным масс-спектрометрических измерений с этих же спускаемых аппаратов, оказалось в 1000 раз больше количества ионов. Таким образом, относительная ионизация молекулярного кислорода в марсианской ионосфере невелика, а для углекислого газа она во много раз меньше.

На больших высотах были обнаружены ионы атомарного кислорода О+ с максимальной концентрацией до 10³ см^–3 около уровня 225 км.

Термический профиль в диапазоне высот 120 – 200 км различен для нейтральной атмосферы и ионосферы. Температура нейтральной атмосферы, составляющая около 150 К на высоте 130 км, повышается до 200 К на уровне 160 км и с дальнейшим ростом высот, по-видимому, не изменяется. Ионная температура, составляющая приблизительно 150 К вблизи максимума слоя F (130 км), возрастает до 210 К (на высоте 175 км) и более чем до 1000 К (на высоте 250 км).

Слои, расположенные выше 200 км, называют экзосферой. Длина свободного пробега молекул и ионов там настолько велика, что достаточно быстрые частицы могут беспрепятственно ускользать в межпланетное пространство.

Поверхность Марса

Темные и светлые области, их изменчивость. На красноватой поверхности Марса в районах, свободных от облаков и зимнего покрова, видны светлые и темные пятна. Их называют деталями альбедо⁵, в отличие от деталей рельефа, которые в телескоп различить не удается. Составленные на основе многолетних визуальных наблюдений карты альбедо поверхности Марса неоднократно уточнялись с учетом результатов регулярного фотографирования планеты с Земли. Со временем точность измерений значительно повысилась, но результаты наблюдений, по-прежнему имели весьма скромное пространственное разрешение – порядка 200 – 500 км на поверхности Марса.

⁵ Альбедо – фотометрический коэффициент, характеризующий отражательные свойства поверхности.

Ситуация значительно улучшилась, когда системы получения изображений стали устанавливать на космических аппаратах, выводимых на орбиты движения вокруг Марса. Но эти системы получения изображений использовались, главным образом, для наблюдений рельефа поверхности в утренних и в вечерних районах Марса, где хорошо выявляются топографические детали вследствие наклонного падения солнечных лучей, тогда как для измерений величины альбедо требуется повернуть прибор в направлении солнечного луча, так чтобы можно было наблюдать Марс при «лобовом» (бестеневом) освещении (или, как говорят астрономы, в нулевой фазе).

В 1977 г. были опубликованы две новые карты альбедо значительной части поверхности Марса с высоким пространственным разрешением, построенные по наблюдениям в различных фазах⁶ с помощью орбитальных отсеков «Викингов». Одна карта была получена без каких-либо ограничений спектрального диапазона (в качестве детектора использован болометр), другая выполнялась в узком диапазоне инфракрасной части спектра, включающем отраженное излучение с длиной волны 1,4 мкм. Измерения альбедо поверхности для построения этих карт проводились при помощи приборов, предназначенных для исследований теплового режима наружного покрова Марса и для измерений содержания водяного пара в атмосфере.

⁶ Измерения альбедо поверхности Марса в нулевой фазе с помощью космических аппаратов до настоящего времени не проводилось.

Имеется сходство общего вида карты болометрического альбедо с картой, построенной по наземным визуальным и фотографическим наблюдениям. Значения болометрического альбедо заключены в интервале от 0,089 до 0,429. Таким образом, наиболее темные участки поверхности Марса отражают почти в 5 раз меньше солнечного излучения, по сравнению с наиболее светлыми. Статистическая обработка данных, полученных с помощью «Викингов», указывает на наибольшую распространенность двух значений альбедо – приблизительно 0,15 и 0,26 (в каждом из четырех квадрантов болометрической карты). Эти два типа альбедо могут быть характеристиками основных типов материала на поверхности Марса. На второй карте, построенной по результатам наблюдений на длине волны 1,4 мкм, очертания деталей альбедо хорошо согласуются с их очертаниями в видимой области спектра.

Чем объяснить деление на светлые и темные области?

Сравнивая спектрофотометрические характеристики светлых областей и желтых облаков Марса, ученые пришли к выводу, что поверхность таких областей покрыта мелкораздробленным материалом, который поднимается ветром в атмосферу. Было показано, что эта светлая пыль может образоваться не только в результате дробления светлых минералов, но и благодаря разрушению темных базальтов за счет химических реакций в окислительных условиях.

Относительно природы темных областей единого мнения нет. По-видимому, в одних случаях ими могут быть обнажения темных твердых пород, в других – темный мелкораздробленный материал.

Основные темные области, нанесенные еще в прошлом веке на карты Марса, в целом сохраняют свои очертания, но указываются и многочисленные примеры локальных изменений альбедо отдельных районов Марса (как правило, отмечаются изменения контраста той или иной области по сравнению с окружающим фоном).

При изучении темных областей Марса особое внимание уделяют проблеме сезонных изменений. Например, широкую известность имеет (благодаря многократному пересказу в обзорной и научно-популярной литературе) явление весенней волны потемнения: нечто (возможно водяной пар) распространяется весной от полярной шапки к экватору Марса, ярко выявляя на своем пути темные детали. На самом деле темные области плохо исследованы, хотя традиционные представления о сезонности их изменений нередко относят к числу аргументов в пользу наличия марсианской биосферы (но эти представления требуют очень тщательной проверки).

Для выяснения природы темных областей необходимо, прежде всего, хорошо знать их особенности. При этом из множества опубликованных сведений необходимо учитывать лишь самые надежные, очищая твердо-установленные факты от недостаточно проверенных. Следует учитывать, что определенное влияние на результаты наблюдений могли оказать вариации запыленности марсианской атмосферы, связанные с сезонными ветрами.

Предпринятая Т. Мак-Кордом (США) с его коллегами попытка спектрофотометрических наблюдений Марса позволила обнаружить изменения альбедо и цвета одной из светлых областей, в то время как характеристики наблюдавшейся темной области оставались неизменными. Таким образом, закономерности изменения оптических свойств как темных, так и светлых областей Марса нуждаются в дополнительном исследовании на основании регулярных спектрофотометрических наблюдений, которые предпочтительно проводить не с наземных обсерваторий, а с использованием космических аппаратов.

Снимки поверхности с помощью искусственных спутников Марса позволили выяснить структуру темных областей. Так, самая темная область поверхности Марса – Syrtis Major – на снимках, полученных с помощью «Маринера-9», как оказалось, состоит из множества темных перистых пятен, а также темных и светлых полос, которые тянутся на десятки, а в некоторых случаях и на сотни километров и не имеют топографического рельефа. Полосы начинаются на выступающих деталях рельефа, что указывает на связь таких полос с ветрами устойчивого направления. Некоторые темные пятна были сняты крупным планом и оказались состоящими из деталей одинаковой ориентации, похожих на крупные дюны. Это подтверждает существование на Марсе темного подвижного материала, но не исключает возможности того, что в некоторых случаях темные пятна могут быть обнажением коренных пород (или иными образованиями). Сравнение снимков одного и того же района, полученных в разное время, позволило американским специалистам выявить изменения протяженности некоторых темных пятен. Местные изменения небольших пятен и полос на Марсе в принципе могут вызывать изменения альбедо и очертаний наблюдаемых с Земли классических темных областей. К. Саган (США) и его коллеги полагают, например, что такие изменения могут вызываться ветровым переносом мелкозернистого материала⁷.

⁷ Ветропылевая гипотеза, разрабатываемая в последние годы К. Саганом и Дж. Поллаком для объяснений изменений на Марсе, предлагалась еще в 1963 г. В. В. Шароновым (СССР).

При исследовании природы темных областей следует учитывать, что их границы в большинстве случаев не связаны с границами форм рельефа. Крайне загадочными в этом плане представляются сложные системы светлых полос, обнаруженные на снимках поверхности Марса с космических аппаратов.

Классические названия и новая номенклатура. На карты поверхности Марса, составленные по данным наземных наблюдений, в свое время наносились не детали рельефа (которые с Земли на Марсе неразличимы), а только крупные (не менее 100 км) светлые и темные пятна, соответствующие изменению альбедо на поверхности. Темные области были названы условно морями, заливами, озерами и т. д., а светлые – странами, с добавлением латинских названий, взятых из мифологии и древней географии, например Эритрейское Море, Залив Прометея, Страна Пирра, Эллада.

Применявшаяся до недавнего времени номенклатура этих деталей состояла из более чем 200 латинских названий, предложенных известными астрономами, в том числе Дж. Скиапарелли и К. Фламмарионом, П. Ловеллом, Е. Антониади, Ж. де Моттони и Ж. Вокулером. Поскольку одни и те же детали часто имели различные названия, на X съезде Международного Астрономического Союза (Москва, 1968) были утверждены названия 130 наиболее отчетливых деталей, которые вместе с соответствующей картой Марса вошли в учебники, монографии и справочные издания (до 1975 г.). В отдельных советских изданиях (в основном у авторов-геологов, а не астрономов) встречались русские переводы марсианских названий, но они носили характер личной инициативы авторов, не имели единого образца и не получили широкого распространения.

В 1975 г. была опубликована новая карта поверхности Марса и новая, резко отличающаяся от прежней, система марсианской номенклатуры, утвержденная также Международным Астрономическим Союзом. Для детального картографирования всю поверхность Марса разделили на 30 провинций, каждая из которых обозначается названием расположенной там основной детали альбедо из прежней номенклатуры. Вместо полного названия предложено использовать трехбуквенное сокращенное обозначение.

На новой карте представлены детали рельефа, наблюдение которых стало возможным только в результате применения космической техники. Различные формы рельефа, обнаруженные на поверхности Марса, подвергались предварительной геоморфологической классификации. Были выделены горы, купола, гряды, плато, равнины, кратеры, цепочки кратеров, каньоны, долины, борозды и т. д. Конкретные детали получили собственные названия, которые сопровождаются указанием типа рельефа.

Метеоритным кратерам диаметром более 100 км присвоены имена выдающихся деятелей науки (в основном из числа уже использованных в лунной номенклатуре), а кратеры размерами от 20 до 100 км ввиду их многочисленности получили двухбуквенные обозначения с указанием провинций. При этом одна буква бралась из каталога кратеров, рассортированных в последовательности возрастания их координат по западной долготе, а вторая буква – из каталога тех же кратеров, расположенных в последовательности возрастания координат по широте.

Температурные условия. Область максимальных температур на Марсе перемещается по мере суточного вращения планеты, следуя с небольшим запаздыванием за подсолнечной точкой (над которой Солнце стоит в зените). При этом значение максимальной температуры периодически изменяется в зависимости от положения Марса на орбите, достигая наивысшего максимума в перигелии, а в афелии понижаясь приблизительно на 30°.

Рассчитанная по результатам «Викингов» тепловая модель⁸ поверхности Марса дает наиболее высокие температуры 290 К (рис. 6, А) в пределах 80 сут от момента прохождения Марса через перигелий. В это время Солнце находится вблизи южного тропика Марса, а областью наиболее высоких полуденных температур является пояс, расположенный от экватора примерно до 45° ю. ш. По мере смены сезонов подсолнечная точка постепенно переходит в северное полушарие, но северное лето соответствует афелию, когда полуденная температура ни в одном пункте Марса не поднимается выше 273 К.

⁸ В предположении, что поверхность Марса является гладкой с альбедо 0,25 и тепловой инерцией 6,5 · 10^–3 кал · (см² · К · с^1/2)^–1.

Однако эти температурные характеристики получены в предположении, что марсианский грунт имеет альбедо 0,25, но на самом деле альбедо различных участков Марса не одинаково. В связи с этим на участках пониженного альбедо дневная температура должна быть ниже и наоборот – для участков повышенного альбедо. Теплофизическими свойствами грунта, также неодинаковыми на различных участках, определяется толщина прогреваемого или остывающего слоя; от нее зависит более или менее длительная задержка изменений температуры поверхности при изменениях потока тепла. Кроме того, более теплые участки, несомненно, будут встречаться на склонах, обращенных к Солнцу, а менее теплые – на противоположных.

Большой объем информации о температуре поверхности Марса был получен по результатам дистанционных измерений, выполненных с помощью инфракрасных радиометров, установленных на советских и американских искусственных спутниках Марса. В 1976 г., когда удаленность Марса от Солнца была близка к максимальной, измеренные значения температуры, тем не менее, достигали 290 К.

В ряде случаев (например, в биологическом аспекте) нас интересуют не только максимальные значения температуры в той или иной области поверхности Марса, но и амплитуда периодических колебаний и особенно среднесуточные и среднегодовые значения температуры, которыми определяются почти неизменные температурные условия в подповерхностных слоях грунта. Для получения таких данных требуются многократные измерения температуры в течение суток, в том числе и ночью.

Рис. 6. Температурная модель поверхности Марса (по X. Кифферу: широтное распределение А) максимальных (послеполуденных) и Б) минимальных (предрассветных) температур поверхности в зависимости от сезона. Параметры модели приводятся в основном тексте. Вертикальной пунктирной линией отмечен сезон, соответствующий моменту начала измерений по программе «Викинг»

Оказалось, что минимальные значения температуры поверхности в суточном цикле имеют место в предрассветные часы. К этому времени поверхность Марса остывает за счет ее теплового излучения, и температура в тропиках и средних широтах опускается на 90 – 110 К ниже полуденной. На рис. 6, Б представлен график широтного распределения минимальных температур в зависимости от сезона, составленный на основании результатов, полученных с помощью «Викингов». При этом предполагалось, что коэффициент теплового излучения поверхности равен 1 (хотя он может быть несколько меньше, и тогда истинная температура поверхности Марса должна быть выше расчетной).

Имеются данные непосредственных измерений температуры поверхности Марса при помощи датчиков, расположенных вблизи подошвы опор на спускаемых аппаратах «Викингов». К сожалению, эти результаты недостаточно точные, поскольку днем показания искажались тенью, падавшей на датчик от различных конструкций аппарата, а ночью, точнее непосредственно перед восходом Солнца, показания температурного датчика на опоре № 2 спускаемого аппарата «Викинга-1» были на 30 К выше расчетных значений (подошва этой опоры была погружена в грунт на 0,2 – 1,5 см). Термодатчик непогруженной опоры № 2 на спускаемом аппарате «Викинга-2» показывал температуру на 10 К выше расчетной.

Суточный температурный цикл изменяется и в зависимости от сезона. Так, в годовом цикле минимум температуры в каждом пункте Марса наступает во время зимнего солнцестояния и достигает наиболее низких значений в области полярной ночи. Сезонный температурный минимум в средних широтах южного полушария в современную эпоху совпадает с моментом прохождения планеты через афелий и потому бывает более глубоким, чем на соответствующих широтах в северном полушарии. Сезонные колебания температуры проникают на большую глубину, чем суточные (табл. 4). В результате на глубине нескольких дециметров температура близка к среднесуточной, а на глубине 10 – 20 м – практически равна среднегодовой. На первый взгляд неожиданной кажется малая разница между первой и последней строкой в таблице. Ведь теплопроводность сухого песка значительно меньше, чем льда. Однако учет удельной теплоемкости и плотности этих типов грунта действительно дает столь слабое различие между их теплофизическими свойствами.

Таблица 4

Глубины марсианского грунта при десятикратном (k = 10) и стократном (k = 100) ослаблениях амплитуды колебаний температуры

Какова же среднегодовая температура грунта на Марсе?

По результатам «Викингов», в области Марса около 10° ю. ш. (где она максимальна) эта температура равна около 220 К. В окрестностях полюсов Марса среднее годовое количество солнечной энергии, поступающей на единичную площадку, в 2,5 раза меньше, чем вблизи экватора. Таким образом, среднегодовая температура грунта у полюсов должна быть еще ниже (но не менее 150 К). Таковы крайние пределы.

Таким образом, подтверждается предположение, что вся поверхность Марса в современную эпоху является областью распространения подпочвенного слоя вечной мерзлоты; причем в понятие вечной мерзлоты включается любой грунт, температура в котором ниже точки замерзания воды, тогда как наличие льда в этом грунте не является обязательным. Слой вечной мерзлоты ограничен снизу – вследствие естественного выделения тепла в недрах планеты и связанного с этим прироста температуры с увеличением глубины.

Этот прирост (различный на Земле в разных районах и в среднем составляющий 30 К/км), на Марсе неизвестен. В геотермальных районах, т. е. с повышенным выделением внутреннего тепла (если такие есть на Марсе), нижняя граница слоя вечной мерзлоты должна располагаться в десятки и, может в сотни раз ближе к наружной поверхности, а сама поверхность должна быть достаточно теплым пятном.

Поиски геотермальных районов на Марсе, выполненные с помощью аппаратуры орбитальных аппаратов, были пока безуспешными. Случаи наиболее значительных отклонений температуры некоторых участков Марса от температуры окружающего фона, по заключению американских экспертов, можно объяснить различными физическими причинами (без обязательного привлечения гипотезы о нагревании за счет глубинного тепла), Однако было бы неправильным предполагать, что современные данные исключают наличие геотермальных участков на Марсе: если они не обнаружены, это еще не означает, что их нет (тем более, что, по снимкам, на Марсе найдены признаки высокой активности древних геотермальных очагов и следы проявлений вулканизма). Для дальнейших поисков «горячих пятен» Марса потребуется улучшение разрешающей способности за счет повышения чувствительности прибора.

Теплофизические свойства. Из наблюдений установлено, что суточный максимум температуры поверхности Марса наблюдается не в полдень, а несколько позднее, причем на различных участках с разной задержкой. Точно так же ночное остывание поверхности происходит на одних участках быстрее, а на других – медленнее. Иными словами, изменения температуры поверхности следуют за получением или потерей тепла не сразу, а с задержкой, различной для разных грунтов.

Теория показывает, что большая задержка соответствует хорошей теплопроводности, высокой теплоемкости и большой плотности вещества. Этими характеристиками определяется так называемая тепловая инерция грунта. Например величина тепловой инерции для монолитных горных пород в десятки раз больше, чем для мелкораздробленных. Замечательная особенность этой теплофизической характеристики грунта заключается в том, что ее можно найти по дистанционным наблюдениям задержки нагрева или остывания поверхности. Это позволяет получать дополнительную информацию о свойствах наружного покрова Марса по измерениям температуры.

В результате нагревания Солнцем поверхности Марса в течение дня там создается некоторое распределение температуры поверхности. Оно зависит от количества поглощаемой солнечной энергии и тепловой инерции наружного слоя. В течение ночи резко уменьшается зависимость температуры от наклона поверхности и от альбедо. Таким образом, перед рассветом температура поверхности определяется в основном теплофизическими свойствами грунта. На этом основан так называемый метод предрассветных температур. Регулярные измерения предрассветных температур поверхности Марса были предприняты во время полета орбитальных отсеков «Викингов». При каждом измерении получалась температура, усредненная по участку поверхности Марса протяженностью от 60 до 120 км.

Предрассветная температура каждого участка сравнивалась с вычисленной в рамках тепловой модели, построенной по результатам «Викингов», а полученная разность (остаточная температура) наносилась на карту Марса. Обнаружено множество относительно «холодных» и «теплых» участков (величина отклонения температуры составила от –34 до +16 К). Наиболее высокие остаточные температуры соответствовали крутым склонам с хорошо выраженными вертикальными обнажениями породы. Возможно, существуют участки еще более «теплые», но по малости своих размеров они сливались с окружающим фоном.

Полученные данные подверглись тщательному отбору и сложной обработке. В результате X. Киффер (США) с коллегами опубликовал карту тепловой инерции наружного покрова Марса в области широт от 10° с. ш. до 30° ю. ш. (с отдельными пробелами по долготе). Самые низкие и самые высокие значения тепловой инерции составили 1,6 · 10^–3 и 12 · 10^–3 кал · (см² · К · с^1/2)^–1.

Значения тепловой инерции < 4 · 10^–3 кал · (см² · К · с^1/2)^–1 соответствуют мелкозернистому или пористому материалу, а наиболее высокие – плотным грунтам или частичному заполнению поля зрения детектора скальными породами (но непременно в сопровождении мелкозернистого материала). На Земле обнажения монолитных каменистых пород, например, имеют тепловую инерцию более 50 · 10^–3 кал · (см² · К · с^1/2)^–1. По-видимому, на Марсе нет обнажений подобных материалов (в масштабах, сравнимых с полем зрения прибора). Самую низкую тепловую инерцию на поверхности Марса имеют несколько очень крупных четко ограниченных областей, вероятно, покрытых тонкоизмельченным материалом с относительно небольшой долей камней. Удивительно, что в одну из областей с низкой инерцией входят гигантские вулканы. По мнению X. Киффера (США), либо их окрестности покрыты пылью, либо верхний слой застывшего потока лавы весьма порист. Последнее вполне возможно, так как в условиях низкого давления застывание лавы, богатой газами, может сопровождаться образованием более пористого материала, чем на Земле.

Систематически низкие значения тепловой инерции характерны для всех участков Марса, расположенных выше 10-километрового уровня над поверхностью. Это связывают с влиянием атмосферного давления на величину теплопроводности пористых и сыпучих материалов и с зависимостью размера частиц, переносимых ветром, от плотности атмосферы. Области с наибольшей тепловой инерцией расположены на Марсе преимущественно в глубоких низинах.

Результаты, полученные с помощью «Викингов», использовались для получения зависимости между тепловой инерцией грунта и величиной альбедо поверхности (рис. 7). Значение инерции для некоторого участка грунта наносилось на сетку в виде точки против значения альбедо этого же участка (большое число точек условно изображено одним кружком – тем большего размера, чем больше точек он обозначает). Четко выявляются два главных максимума тепловой инерции: около 6 · 10^–3 кал · (см² · К · с^1/2)^–1 для довольно темного материала с альбедо 0,14 и около 2,5 · 10^–3 кал · (см² · К · с^1/2)^–1 для светлого. Можно сделать вывод о широкой распространенности на Марсе двух типов наружного покрова, хотя и имеются многочисленные участки с иными свойствами, выходящими далеко за пределы возможных характеристик этих двух типов или их сочетания.

В местах посадки спускаемых аппаратов «Викинга-1» и «Викинга-2» тепловая инерция грунта (по данным непосредственных изменений температуры) составляла соответственно (9 ± 0,4) · 10^–3 и (8 ± 1,5) · 10^–3 кал · (см² · К · с^1/2)^–1.

Исследования марсианского грунта. Некоторые предварительные сведения о химическом составе материала поверхности Марса были получены из сопоставления спектров солнечного излучения, отражаемого поверхностью Марса и пылевыми облаками в его атмосфере, с аналогичными спектрами для различных образцов земных минералов. Отражательные свойства Марса (в различных спектральных диапазонах) можно, по-видимому, объяснить присутствием там гидратированных окислов железа в виде примесей к неизвестному основному материалу. Наблюдаемая в спектрах полоса поглощения около длины волны 3 мкм характерна для химически связанной (в гидратах) воды.

Рис. 7. Зависимость альбедо участков марсианской поверхности от тепловой инерции грунта

Таким же способом был обнаружен кремний в материале, который поднимается ветром с поверхности планеты. Не исключая возможность различных вариантов интерпретации, ученые указывали на сходство спектров пылевых облаков со спектрами глинистого минерала из группы монтмориллонита (такие материалы образуются при выветривании вулканических пеплов и некоторых изверженных пород). Минералы группы монтмориллонита имеют удельный вес от 2 до 3 г/см³ и обладают способностью набухать при смачивании.

Исследования марсианского грунта проводились с помощью спускаемых аппаратов «Викингов». Материал поверхности Марса найден более прочным, чем лунный реголит: мелкозернистый, очень слежавшийся, но легко рассыпающийся, с плотностью около 1,2 г/см³ (плотность камней – около 2,9 г/см³). Интересно, что в процессе безуспешных попыток (по программе «Викинг») взять пробы камней размером от 2 до 12 мм выяснилось, что их нет. Это – при обилии как мелкозернистого материала, так и камней размером больше 3 см.

Пробы грунта, взятые с поверхности Марса в радиусе до 3 м от спускаемых аппаратов «Викингов», помещались в приборы для анализа химического состава, который определялся с помощью рентгеновского флюоресцентного спектрометра⁹. Наблюдается близкое сходство химического состава образцов в различных пробах и имеется некоторое сходство в двух взаимно удаленных местах посадки. Полагают, что мелкозернистый материал, который загружался в прибор, может быть однородным по всему Марсу (например, вследствие ветрового переноса). С другой стороны, предварительная интерпретация оптических наблюдений указывает на существование в одних местах Марса светлых ветровых наносов, а в других – темных.

⁹ Результаты исследования Марса с помощью этого метода изложены в брошюре С. В. Викторова и В. И. Чеснокова «Химия лунного грунта» (Серия «Космонавтика, астрономия», 2). М., «Знание», 1978.

Получен вывод, что исследованные образцы марсианского грунта по химическому составу не имеют сходства с какими-либо простыми земными минералами, но могут соответствовать их смеси. Подбор подходящей модели смеси привел к предположению, что значительная часть этого материала близка к нонтрониту (глинистому минералу из группы монтмориллонита). На Земле нонтронит является продуктом выветривания потоков базальтовой лавы в присутствии воды. На этом основании сделан вывод о большой роли на Марсе вулканов и воды в формировании подобных материалов.

Помимо анализа химического состава твердых частиц, на спускаемых аппаратах «Викингов» были предприняты поиски органических веществ¹⁰ (которые дали отрицательный результат) и неорганических летучих соединений в составе образцов грунта. Оказалось, что марсианский реголит, вероятно, содержит значительное количество химически связанной и (или) адсорбированной воды (судя по признакам ее выделения в процессе нагревания образца грунта, взятого из-под камня возле спускаемого аппарата «Викинга-2»).

¹⁰ Об этом см. Б. Г. Мурзаков. Проблемы обнаружения жизни на планетах (Серия «Космонавтика, астрономия», 8). М.. «Знание», 1977.

И в материале поверхности, и в пыли, поднимаемой ветром, обнаружены магнитные частицы размером до нескольких миллиметров. Для поиска магнитных соединений (в грунте и в составе переносимой ветром пыли) на борту спускаемых аппаратов «Викингов» были установлены три системы постоянных магнитов: сильный и слабый магниты, укрепленные на тыльной стороне ковша грунтозаборного устройства, и сильный магнит в верхней части спускаемого аппарата на карточке фотометрических стандартов. Притянувшиеся к магнитам частицы грунта, наблюдались с четырехкратным увеличением через увеличительное зеркало.

К верхним магнитам обоих спускаемых аппаратов были притянуты частицы из пылевого облака, поднятого тормозными ракетными двигателями во время посадки, а позднее – из пыли, которая поднималась при выкапывании и загрузке образцов грунта в камеры анализаторов. К магнитам на ковшах были притянуты (при отборе образцов) магнитные частицы из материала, лежащего на поверхности Марса. На основании этих экспериментов было заключено, что в несвязанном материале, взятом с поверхности, содержится от 1 до 7% высокомагнитного материала. Как показал спектрофотометрический анализ, отражательные свойства частиц, притянувшихся к магнитам ковша, не отличаются от присущих материалам в канавке.

Во всех (или на всех) магнитных частицах содержится красный пигмент из окислов железа, в частности, из магхемита γFe₂O₃, который может быть главным источником магнитной восприимчивости частиц. В состав частиц могут входить также титано-железистый магнетит и пирротит. Частицы, притянутые к верхним магнитам, имеют другой отражательный спектр, но это отличие, возможно, является результатом светового отражения от металлического магния, покрывающего магнит.

Полярные шапки. В зимнем полушарии Марса можно увидеть в телескоп светлое, почти белое пятно возле полюса – полярную шапку. Зимой видимая часть полярной шапки значительно меньше, чем ее основная часть, расположенная в области полярной ночи. В конце весны эта полярная шапка освещена полностью, и можно наблюдать, как она уменьшается со временем. Но в это же время растет другая полярная шапка – возле противоположного полюса (где наступает зима).

В результате многолетних наблюдений с Земли было установлено, что северная полярная шапка Марса не бывает такой большой, как южная, которая к середине зимы имеет поперечник до 5 тыс. км. Но в течение весны и лета громадная южная шапка уменьшается более быстро, тогда как северная шапка уменьшается медленнее и каждый раз (до следующей осени) сохраняется ее остаток, достаточно заметный при наблюдениях с наземных обсерваторий.

До «эпохи космических аппаратов» трудно было отличить белый покров на поверхности Марса от низкой морозной дымки или высоких облаков в его атмосфере, и поэтому не было общепринятой интерпретации результатов наземных наблюдений марсианских шапок (особенно, их поведения в осенний сезон и в начале зимы) . Многие наблюдатели полагали, что процесс осенне-зимнего роста шапки бывает скрыт светлой атмосферной дымкой переменной яркости или сплошными облаками над всей полярной областью, считали, что к весне эти атмосферные образования рассеиваются, открывая для обозрения зимний покров, лежащий на поверхности.

По телевизионным снимкам, полученным с орбитальных отсеков «Викингов» в 1976 г., атмосфера над южной шапкой в первой половине зимы была сравнительно ясной (осенью наблюдений не было). Отложения белого покрова на поверхности были неоднородными в пределах шапки и, как заключили по косвенным признакам, пятнистыми. На средних широтах южного полушария были замечены отдельные, сравнительно небольшие высокие облака (до высоты 50 км), а в северном полушарии наблюдались конденсационная дымка и пыль в атмосфере (там был летний сезон). Только в середине зимы обнаружилось резкое образование плотного облачного покрова над южной полярной областью. В это время южная шапка простиралась до 40° ю. ш. и имела неровные, изрезанные края шириной приблизительно 10° по широте. Белый покров был отмечен и за пределами шапки – на поверхности двух крупных низменных равнин Hellas и Argyre (в средних широтах южного полушария).

Превосходное согласие данных, полученных с помощью «Викингов», с результатами многолетних наземных наблюдений, опубликованными недавно старейшим наблюдателем Марса К. Томбо (он знаменит тем, что открыл планету Плутон в 1930 г.), говорит о высоком качестве и ценности некоторых наземных наблюдений Марса, проведенных в хороших атмосферных условиях. Однако такие подробности, как неоднородность полярного покрова в пределах шапки, можно обнаружить только с использованием космических аппаратов. Эту пятнистую структуру шапки объясняют тем, что возможность отложения белого покрова на поверхности Марса определяется температурой грунта, которая зависит от ориентации склонов местного рельефа (к Солнцу или от Солнца), а также от отражательной способности поверхности и от тепловой инерции грунта. Существенным может быть также и действие сильного ветра, переносящего отложения конденсатов на нижележащие площадки и на подветренные склоны.

Такие аномалии, как образование белого покрова на холодной поверхности марсианских низин за пределами полярной шапки и отсутствие такого покрова на вершинах гор в пределах ее границ (но не в самых холодных районах), подтверждают предположение о влиянии атмосферного давления на температурные условия образования зимнего покрова и находятся в согласии с современными данными о его химическом составе.

В конце XIX – начале XX столетия считали (по аналогии с Землей), что полярные шапки Марса – это ледники и снега. Их весеннее таяние рассматривали как основной источник поступления воды в средние широты и в тропический пояс планеты, где, правда, не удавалось обнаружить признаки водоемов, да и климат там, судя по пылевым бурям, был засушлив. Однако после того как спектроскопические наблюдения показали, что марсианская атмосфера бедна водяным паром, мнение о полярных шапках Марса изменилось, и в течение нескольких десятилетий ученые принимали их за тонкий слой водяного инея.

Хотя результаты спектрофотометрии и некоторые косвенные признаки указывали на присутствие на поверхности и в атмосфере Марса кристаллов льда, состоящего именно из Н₂О, водные ресурсы на всей планете оценивались менее, чем 1 км³.

Поэтому открытие американских ученых обилия запасов Н₂О на Марсе в условиях мерзлоты было причислено к разряду «неожиданных». Новые наблюдения привели к резкому изменению представлений о химической природе белого покрова в полярных шапках.

Математическое моделирование, а затем и результаты дистанционных измерений температуры поверхности Марса, сделанных с космических аппаратов, показали, что в состав белого полярного покрова входит твердая двуокись углерода, т. е. «сухой лед», который образуется при замерзании углекислого газа, входящего в состав марсианской атмосферы. Равновесная температура, при которой происходит обмен веществом между газообразной и твердой фазами СО₂, зависит от атмосферного давления, и на поверхности Марса она близка к 149 К, оставаясь несколько повышенной в низинах и пониженной на уровне горных вершин. Температура поверхности зимней полярной шапки (на значительной ее территории) соответствует температуре конденсации СО₂ при марсианском давлении.

Таким образом, в состав полярных шапок входит «сухой лед», или снег СО₂. Замерзание СО₂ на территории зимней шапки приводит к понижению атмосферного давления и к перемещению новых воздушных масс на место потерянных из атмосферы. Поскольку снег СО₂ находится в контакте с Н₂О (конденсация атмосферного водяного пара на холодной поверхности), то полагают, что там должны присутствовать и гидраты двуокиси углерода – клатраты.

По результатам инфракрасной радиометрии, проводимой с орбитальных отсеков «Викингов», температура поверхности в окрестностях полюса в области полярной ночи оказалась в зоне до 100 км от него на 15 – 20 К ниже ожидаемой. Такой факт требует объяснения, потому что температура не может опуститься ниже равновесной, так как это привело бы к конденсации новых порций СО₂ с выделением скрытой теплоты замерзания и к повышению температуры. Возможно, что по мере выпадения СО₂ в твердый осадок относительное содержание невымерзающих газов (в основном азота и аргона) в полярной атмосфере оказывается повышенным и заметно понижается парциальное давление СО₂. Наблюдавшаяся в районе южного полюса температура 130 К соответствует лишь 10%-ному содержанию СО₂.

Следует подчеркнуть, что речь здесь идет только о температуре поверхности и весьма тонкого примыкающего к ней переходного слоя между поверхностью и нижней атмосферой. Что же касается атмосферы, то она теплее чем поверхность на всем протяжении полярной шапки, в том числе и в областях, не получающих солнечную энергию. Резкое понижение температуры атмосферы в направлении к полюсу говорит о переносе атмосферного тепла к внутренним областям шапки.

По снимкам южных районов Марса, полученным с орбитальных отсеков «Викингов» в середине марсианской зимы 1976 г. (участки шапки в средних широтах до полярного круга), южная шапка представляла собой не сплошной, а пятнистый сезонный покров (к тому же запыленный), который присутствовал только на 25% поверхности шапки и имел альбедо (для белой компоненты) 0,75.

Во время весенне-летнего уменьшения каждой из полярных шапок у ее границы наблюдается темная кайма шириной в несколько сотен километров. Некоторые ученые связывали происхождение темной каймы с увлажнением грунта вследствие таяния ледников, однако это не согласуется с результатами поляриметрических наблюдений. К. Саган (США) и его коллеги предположили, что темная кайма возникает из-за сдувания светлой пыли с темного грунта ветрами, возникающими вследствие разности температуры полярной шапки и ее окрестностей.

Большой интерес представляют результаты наблюдений в летний сезон остатков полярных шапок. Оказалось, что остаток северной шапки имеет весьма сложные очертания и не совсем однороден, остаток южной шапки имеет меньшие размеры, чем размеры северной, и состоит из нескольких фрагментов изрезанной формы с пятнистой структурой, значительно более неоднородной, чем у северной шапки. Оба остатка имеют загрязненную поверхность (даже в наиболее светлых участках).

Вопрос о том, из чего состоят летние остатки полярных шапок: из Н₂О, из СО₂ или из их комбинации – был предметом больших дискуссий в последние годы. Дистанционные измерения температуры поверхности остатка северной шапки, сделанные с орбитального отсека «Викинга-2», дали величину (200 – 215 К), несовместимую с существованием льда СО₂, так как при температуре 149 К должна происходить его сублимация. На этом основании сделан вывод, что остаток северной шапки и расположенные вне ее (на менее высоких широтах) пятна льда состоят преимущественно из водяного льда. Альбедо поверхности понижено до 0,43; по-видимому, за счет пятнистой структуры и за счет загрязнения включениями минеральной пыли (отсюда красноватый цвет остатка). Неизвестна толщина льда, но допускают, что она может составлять как 1 м, так и 1 км.

Исследования содержания водяного пара в марсианской атмосфере вокруг летнего остатка северной шапки показали резко повышенную влажность в поясе широт от 70° до 80° с. ш. Из наблюдавшегося содержания водяного пара, достигавшего 85 – 100 мкм осажденного слоя воды, получена оценка температуры нижней атмосферы в этом районе во время полярного дня – не менее 200 К. Эти данные сейчас приводят в качестве дополнительного аргумента против углекислотного состава остаточных шапок.

Таким образом, по современным представлениям, обе полярные шапки – северная и южная – состоят из двух частей:

1) сезонная компонента (в основном из снега СО₂), которая участвует в ежегодном обмене с атмосферой, и 2) вековая компонента, которая (или наружная часть которой) бывает видна как летний остаток, состоящий из водяного льда с примесью минеральной пыли.

Следует отметить, что к выводам о химическом составе остаточных шапок следует пока относиться как к предварительным результатам. Наиболее правдоподобным вариантом представляется такая модель остаточной шапки: корка льда Н₂О, сконденсировавшегося из атмосферы на холодной поверхности вечных ледников СО₂ (температура наружной поверхности – несколько выше равновесной для СО₂).

Детали и формы рельефа. Основным источником информации о рельефе поверхности Марса являются ее телевизионные изображения, полученные с помощью космических станций. Необычайно ценную информацию несут переданные с поверхности Марса панорамы ближайших окрестностей около мест посадки спускаемых аппаратов «Викинга-1» и «Викинга-2». Вокруг первого аппарата рельеф слегка всхолмленный, вокруг второго – плоская равнина. Видны многочисленные камни на фоне мелкозернистого материала, который заметен также и на верхней части крупных камней. Поверхность камней ячеистая, с углублениями, имеющими размеры от 3 мм до 1 см. На панорамах видны несколько обнажений подстилающих горных пород.

Хотя панорамы и дают информацию о некоторых геологических особенностях, однако все разнообразие форм рельефа как следов истории поверхности Марса показывают только снимки, полученные с борта орбитальных станций. Большие серии хороших снимков были сделаны с борта советских станций «Марс-4» и «Марс-5». Первые глобальные карты марсианского рельефа составлены по материалам американской станции «Маринер-9». Поверхность планеты интенсивно фотографировалась по программе «Викинг»: было получено несколько цветных снимков и несколько стереопар для измерения высот поверхности, около 10% поверхности отснято со 100-метровым разрешением (к сожалению, по условиям видимости со спутников большая часть районов наблюдалась только в течение коротких сроков).

Предварительные итоги исследования снимков сводятся к тому, что поверхность Марса является результатом сложной геологической истории. На снимках Марса найдены следы как ударно-метеоритной, так и вулканической, и тектонической активности, следы многих процессов эрозии поверхности, перемещения и отложения наносов.

На Марсе встречаются и топографические детали, непохожие на какие-либо известные нам формы рельефа, а также и другие, напоминающие земные, но с рядом непонятных особенностей, есть и третьи, подобные земным, но превосходящие их своей грандиозностью и масштабами.

Перепад высоты между высочайшими вершинами и наиболее глубокими впадинами на Марсе составляет около 30 км. Нулевым уровнем, от которого принято отсчитывать высоту марсианских гор и глубину впадин, было условлено считать высоту, соответствующую атмосферному давлению 6,105 мбар (тройная точка воды). Как выяснилось позднее, этот уровень подвержен периодическим и неправильным колебаниям. Таким образом, многие опубликованные результаты вычисления высот поверхности Марса, сделанного по дистанционным измерениям барометрического давления, требуют введения поправок и уточнений¹¹.

¹¹ Однако барометрическая альтиметрия является единственным способом измерений, позволяющим сравнивать физическую высоту уровня во взаимно удаленных точках Марса, в отличие от радиолокации, которая лишь дает высоты поверхности от центра масс.

Территории, покрытые кратерами. Такие территории занимают на Марсе большие площади, однако не являются преобладающим типом поверхности в противоположность тому мнению, которое возникло после получения первых снимков Марса с космических аппаратов. Морфология кратеров и распределение их по размерам говорят в пользу метеоритного происхождения большинства из них.

Распределение метеоритных кратеров на поверхности Марса весьма неоднородно и позволяет сравнивать возраст различных участков. На основе подсчета кратеров установлено, что возраст основных крупных деталей рельефа много больше 1 млрд. лет. Особенности строения некоторых марсианских кратеров обусловлены, вероятно, действием подстилающей вечной мерзлоты.

Низменные равнины. Они занимают значительную часть северного полушария, а также поверхность крупных бассейнов в умеренных южных широтах и днища некоторых крупных кратеров. Такая форма рельефа, возможно, имеет несколько разновидностей, но и отличается общей характерной особенностью – малым количеством или полным отсутствием кратеров.

Горы и вулканы. На Марсе нет горных хребтов, подобных тем, которые образуются на Земле вдоль границ отдельных плит в земной коре (в процессе их тектонических движений). Однако там встречаются территории, покрытые в основном сглаженными многовершинными горами. Отсутствие тектоники плит на Марсе подтверждается длительным отсутствием сильных «марсотрясений», которые могли бы быть зарегистрированы с помощью сейсмометра на спускаемом аппарате «Викинга-2» (на спускаемом аппарате «Викинга-1» сейсмометр включить не удалось). За многие месяцы работы наблюдалось всего одно сейсмическое событие силой 2,8 балла по шкале Рихтера. Его объясняют как результат падения метеорита на расстоянии ПО км от района посадки. К сожалению, в тот момент не производилась запись ветра, который в порывах время от времени создавал «шумовой» фон, сотрясая корпус посадочного отсека и бросая в нее небольшие частицы грунта.

На обширных площадях поверхности Марса наблюдаются следы проявлений вулканизма. Обнаружены по крайней мере две разновидности вулканов (в том числе типичные вулканические конусы с вершинными кратерами) . Особенно крупные вулканические щиты находятся в области Tharsis. Крупнейший из них расположен на месте яркого пятна (быть может, белых облаков), неоднократно наблюдавшегося на Марсе с Земли (около 18° с. ш. и 134° з. д.). На снимках, сделанных с помощью космических аппаратов, здесь виден грандиознейший вулканический конус Olympus Mons. Кальдера на его вершине состоит из нескольких налагающихся друг на друга кратеров с плоскими днищами на различных уровнях. Главный кратер диаметром 65 км расположен на высоте около 22 км над окружающей местностью. Подножие горы ограничено от окружающей равнины крутыми обрывами (поперечник основания около 500 км). Olympus Mons значительно крупнее, чем величайшее на Земле вулканическое образование на Гавайских островах (с главным кратером на высоте более 4 км над уровнем океана и около 9 км над равниной океанского дна).

Три вулканических щита расположены по одной линии и находятся в центре громадной системы разломов коры. Эти разломы образуют две веерообразные системы, центры которых находятся на концах линии расположения вулканов. Образование разломов явилось следствием широкого поднятия марсианской коры юго-восточнее линии вулканов (область шириной 3 – 4 тыс. км поднялась на 7 км). В зоне растрескивания впоследствии и образовались вулканические щиты. Наиболее вероятной причиной поднятия и последующего вулканизма в этой области представляется конвекция горячего вещества в недрах планеты.

Предпринятые на борту «Маринера-9» спектральные поиски вулканических газов и, в частности, водяного пара в кальдерах марсианских вулканов не дали положительных результатов.

Каньоны. Глубокие удлиненные впадины с крутыми склонами, или каньоны, расположены на Марсе преимущественно в тропическом поясе, но встречаются и в окрестностях северного и южного полюсов. Примечательна система каньонов Valles Marineris, протянувшаяся на 2,5 тыс. км в районе экватора, при ширине 100 – 250 км (а с боковыми котловинами – местами до 500 км). Глубина Valles Marineris от уровня краев, как сообщалось, достигает 6 км. Вдоль склонов, изрезанных гигантскими оврагами, видны линейные цепочки кратеров, не имеющих вала (они как бы нанизаны на длинную трещину). На хороших снимках каньона видна структура склонов с оползнями.

Круглые «бассейны». Напоминая кратеры гигантских размеров, эти образования имеют равнинное дно и окружены гористыми областями. Величайшим марсианским бассейном является впадина глубиной до 4 км – Hellas. От 30° до 50° ю. ш. поверхность Hellas (по крайней мере, ее значительная часть) необычно гладкая и лишь в самой краевой зоне бассейна, вблизи гористого обрамления, можно различить весьма немногочисленные детали рельефа:

Недостаточно ясны причины отсутствия (на большой . площади) следов падения метеоритов, жестоко бомбардировавших соседние области. Некоторые специалисты допускают возможность постоянного существования здесь облаков пыли, скрывающих истинный рельеф. Не исключена возможность, что в пределах бескратерной части Hellas под твердым слоем вечной мерзлоты и ветровых наносов (со сравнительно молодой наружной поверхностью) расположен большой водоем. В такой модели могут образовываться только мелкие воронки, размеры которых малы по сравнению с толщиной слоя мерзлоты на поверхности водоема. Падение более крупного метеорита образует сквозную пробоину, которая немедленно будет заполнена водой до уровня, определяемого законом Архимеда: поверхность довольно быстро затянется льдом и со временем будет укрыта пылью.

Руслоподобные образования. На снимках поверхности Марса, сделанных с космических аппаратов, отчетливо видны детали, имеющие замечательное сходство с речными руслами на Земле. Извилистая долина с притоками, типичные для рек береговые террасы, русловые наносы и острова с характерными очертаниями – эти особенности, наблюдаемые в руслоподобных образованиях на Марсе, говорят в пользу того, что они образованы потоками жидкости. В то же время весь комплекс информации о физических условиях на Марсе не позволяет предположить существование там «действующих» рек. При отрицательной среднесуточной температуре не могут существовать водоемы с открытой поверхностью: они замерзнут. Однако руслоподобные образования на Марсе – объективная реальность, с которой необходимо считаться, хотя открытие этих деталей было совершенно неожиданным и казалось противоречащим здравому смыслу. Некоторые марсианские русловые долины имеют в длину около 1500 км, их ширина достигает десятков километров. Для того чтобы прорезать такие долины, потребовалось бы громадное количество воды или другой жидкости.

Некоторые авторы предполагают, что наиболее широкие руслоподобные образования на Марсе возникли в результате геотермального растапливания подповерхностного водяного льда в вечной мерзлоте. Талая вода постепенно скапливалась в подпочвенных водоемах, а когда граница подземного озера достигала обрывистых склонов рельефа в трещине, в овраге или в кратере, тогда водоем внезапно вскрывался, освобождая громадный поток. Полагают, что потоками такого происхождения сформированы наиболее крупные из наблюдаемых сейчас руслоподобных образований. Объем материала, вынесенного из осевших территорий, способен обеспечить поступление такого количества воды, которое требуется для наполнения широкого русла.

Другой тип подобных образований – извилистые русла промежуточных размеров. Они имеют множество притоков. Широкая распространенность этого типа русел делает менее вероятным их происхождение вследствие местного геотермального разогрева, и для их образования требуется теплый климат.

Третий тип – сильно разветвленная или волокнистая сеть малых русел (см. первую страницу обложки). Такие образования имеют наибольшее распространение по площади и очень напоминают системы земных рек. Но районом их истока часто служит вал кратера. Предполагают, что эти детали образованы дождями в древние эпохи теплого климата.

Русла всех типов, выходя на низменную равнину, исчезают на коротком расстоянии, возможно, вследствие просачивания потока жидкости и (или) испарения. Имеются также простые и сложные следы потоков, образованные, вероятно, лавой; они наблюдаются в вулканических кратерах или выходят из кратера и обычно по своему строению отличаются от водных русел.

Подсчеты метеоритных кратеров на территории руслоподобных образований говорят о больших различиях в их возрасте.

Хаотические территории (лабиринты). Они встречаются на Марсе в виде изолированных крупных пятен и не имеют известных аналогий ни на Земле, ни на Луне, Эти образования содержат комплекс беспорядочно ориентированных пересекающихся трещин и расположены в истоках некоторых руслоподобных образований. Происхождение лабиринтов объясняют проседанием наружных слоев вследствие ухода материала из-под поверхности.

Полярный рельеф. Оригинальные формы поверхности встречаются в областях, которые зимой бывают скрыты полярными шапками. На изображениях северной полярной области, полученных с орбитальных отсеков «Викингов» в летний сезон, видны слоистые отложения наносов. Слои расположены уступами, которые имеют большую горизонтальную протяженность и образуют характерную картину линий, напоминающую систему горизонталей, проведенных на топографической карте. Отдельные слои названы ламинами, а зоны, в которых они видны, получили название ламинарных территорий.

Монтаж мозаики снимков отдельных участков показывает, что северный полюс окружен кольцами неправильной формы. Они состоят из очень темного материала, характерного для марсианских дюнных полей. Обширный район в северной полярной области лишен свежих ударных кратеров. Вероятно, они замаскированы наносами, которыми замещены впадины и скрыты другие разновидности геологических структур, наблюдаемых в более низких широтах. Из этого сделан вывод о быстрых темпах отложения наносов или, возможно, о разрушении и сглаживании деталей рельефа в полярных областях.

О вероятных изменениях климата на Марсе

Противоречие между нашими представлениями о невозможности существования рек в современных климатических условиях Марса и тем наблюдаемым фактом, что на Марсе реально существуют русла, можно устранить при помощи предположения, что эти детали представляют собой реликтовые образования, т. е. древние следы иных физических условий,. В таком случае каков же их возраст?

Хорошая сохранность многих русел в условиях частых пылевых бурь говорит об, их сравнительно недавней (в геологических масштабах времени) активности. С другой стороны, имеются данные в пользу их достаточно древнего происхождения. На одном из снимков поверхности Марса найден метеоритный кратер диаметром около 2,5 км, наложенный на древние наносы сухого русла. Этот кратер косвенным образом указывает на значительный возраст той ветви русла, на которой он находится. В непосредственной близости расположены более свежие русловые наносы, накладывающиеся на старое русло, на котором расположен упомянутый кратер. Из этого наблюдаемого факта следует, что либо активность русел была длительной, либо, по крайней мере, неоднократной.

Не без основания в некоторых литературных источниках к марсианским руслам применяется термин arroyo – так называются сухие долины периодически текущих рек в засушливых областях Северной Америки. Дополнительным подтверждением существования периодических вариаций климата, вероятно, можно считать недавно обнаруженную слоистость отложений в полярных областях Марса.

Еще задолго до обнаружения марсианских русел выдвигалась гипотеза о том, что в прошлые эпохи физические условия на поверхности Марса были более благоприятными для жизни, чем сейчас. В основе одной группы гипотез такого рода лежит идея о вымерзании и выпадении в твердый осадок двуокиси углерода – основной компоненты атмосферы Марса. Возможно, что скрытые запасы этого вещества в полярных областях Марса в десятки раз превосходят современное содержание СО₂ в марсианской атмосфере. Тогда весь вопрос об изменениях климата сводится к поискам причин временного нагревания полярных областей.

В результате нагревания двуокись углерода может перейти из грунта в атмосферу. При этом должно повыситься атмосферное давление, и «заработает» механизм обратной связи – повышение температуры приведет к повышению абсолютной влажности, вследствие чего усилится парниковый эффект, который, в свою очередь, приведет к повышению температуры и дальнейшему поступлению в атмосферу влаги и новых порций двуокиси углерода. «Спусковым крючком», приводящим в действие механизм обратной связи, может быть такое изменение температурного режима в полярных областях, которое уменьшило бы суммарную массу двух полярных шапок.

За счет чего могли произойти начальные изменения теплового режима?

Детальному количественному рассмотрению вопроса об изменениях климата на Марсе посвящена серия работ У. Уорда (США) в соавторстве с другими учеными. Уорд начал с исследования возможных изменений параметров орбитального и суточного вращений Марса – изменений, порождаемых действием гравитационного возмущения от Солнца и планет. Затем Уорд нашел зависимость между вариациями каждого параметра и количеством солнечной энергии, поступающей на полюсы Марса (в среднем за сутки и за полный цикл сезонов года). На основании полученных результатов были сделаны количественные оценки теплового баланса полярных шапок и поведения их сезонной и вековой компонент.

Под действием гравитационного возмущения от планет периодически изменяются ориентация и величина наклонения плоскости орбиты Марса по отношению к неизменной плоскости Солнечной системы, а это приводит к вариациям наклона плоскости экватора планеты к плоскости орбиты. Прецессия оси суточного вращения, вызванная действием солнечной гравитации на экваториальное вздутие планеты, еще более усложняет картину, существенно изменяет ее. Подставив численные значения исходных параметров в выведенные им же формулы, Уорд пришел к совершенно неожиданному выводу: наклон экватора Марса к плоскости его орбиты испытывал крупномасштабные вариации, которые могли привести к значительным климатическим эффектам (результаты вычислений представлены на рис. 8). Колебания наклона происходят с периодом 120 тыс. лет, амплитуда этих колебаний, в свою очередь, изменяется с периодом 1,2 млн. лет (самый низкий минимум – 14,9°, самый высокий максимум – 35,5°).

Рис. 8. Изменения наклона плоскостей орбиты и экватора Марса: вверху – изменение наклона плоскости экватора относительно плоскости орбиты планеты, внизу – отклонения плоскости орбиты от неизменной плоскости Солнечной системы

Проделанные Уордом вычисления по той же схеме для Земли (с учетом прецессии линии равноденствий) показали, что наклон плоскости экватора к плоскости орбиты в данном случае изменяется в пределах всего лишь 2°. Полученные данные хорошо согласуются с результатами более ранних вычислений, выполненных А. ван Виркомом в 1953 г.

Значительно более существенные, чем у Земли, изменения наклона экватора Марса служат причиной долгопериодического широтного перераспределения солнечной энергии (инсоляции), в особенности в полярных районах. На рис. 9, а, б представлены графики среднесуточной инсоляции для одного полного цикла смены сезонов (на различных широтах), по данным вычислений Уорда для двух предельных значений наклона экватора к орбите – 15 и 35°. Эти данные послужили основой для моделирования сезонных полярных шапок. Но прежде чем изложить результаты моделирования, обратим внимание читателя на то, что в связи с возможными изменениями марсианского климата нас больше интересует проблема поведения вековой компоненты полярных запасов СО₂, для исследования которой необходимо знать среднегодовое количество солнечной энергии в полярных районах.

Рис. 9. Количество солнечной энергии (в единицах солнечной постоянной) в сутки на единицу поверхности Марса на различных широтах в зависимости от сезона а) в эпоху минимального (15-градусного) наклонения плоскости экватора Марса и б) в эпоху 35-градусного наклонения. Орбита идеализированная круговая, поэтому влияние эксцентриситета исключено, и результаты вычислений совпадают для одинаковых значений южных и северных широт

Уорд вычислил величину среднегодовой инсоляции в одном пункте поверхности Марса в зависимости от широты пункта для различных значений наклона экватора. Имеется критический наклон (54°), начиная с которого годичная инсоляция на полюсах превышает инсоляцию на экваторе планеты. Впрочем, по современным данным, для Марса такой наклон не реализуется. Поэтому чисто теоретический интерес представляет утверждение Уорда о том, что если бы Марс имел такой же наклон, как, например, Уран, то вековая компонента отложений льда СО₂ (т. е. углекислотная вечная мерзлота) располагалась бы не на полюсах, а на экваторе планеты.

Между двумя предельными значениями наклона, которые реализуются в случае Марса, вековые колебания инсоляции в полярных районах несколько меньше, чем при неограниченных изменениях наклона, однако эти колебания достаточно велики, чтобы сильно влиять на баланс тепла полярных районов и на содержание СО₂ в атмосфере. Уорд выполнил вычисления в рамках идеализированной модели сезонных изменений полярных шапок и при различных значениях наклона марсианского экватора к орбите. Вычислено было и изменение массы твердой углекислоты в полярных областях. Оказалось, что возрастание наклона экватора до 35° приводит к сильному увеличению сезонной шапки как по массе, так и по размерам. Вековая компонента полярной шапки, сохраняющаяся круглый год, ведет себя иначе: наибольшая масса двуокиси углерода затвердевает и уходит из атмосферы в грунт при наименьшем наклоне экватора к орбите.

По данным Уорда, в такой ситуации должно наблюдаться минимальное в истории Марса атмосферное давление (менее 1 мбар) и самая низкая точка затвердевания СО₂ (~ 130 К), поскольку последняя зависит от давления. Увеличение наклона экватора до 35° приводит к возрастанию атмосферного давления до 30 мбар и более (за счет испарения вековой компоненты отложений твердой углекислоты) и к повышению температуры ее затвердевания до 160 К. Атмосферное давление и температура поверхности полярной шапки Марса за последние 5 млн. лет (по данным вычислений Уорда) показаны на рис. 10.

Следует отметить, что отсутствие учета переноса тепла атмосферой приводит к недооценке максимальной величины атмосферного давления. Кроме того, в расчетах температуры поверхности не учитывались вариации влажности, которая изменяется вместе с давлением и температурой и вносит парниковый эффект, способный вызвать лавинный рост давления. Впрочем, наличие скрытых запасов СО₂ является до некоторой степени проблематичным. Если допущение о наличии достаточного количества СО₂ является ошибочным, тогда максимумы кривой давления на рис. 10 должны быть усечены в соответствии с верхним пределом запасов СО₂.

Источником погрешностей в вычислениях Уорда может быть и предположение о том, что давление CО₂ в атмосфере соответствует давлению насыщенных паров СО₂ над полярной шапкой. Открытая поверхность снега СО₂, очевидно, служит холодной ловушкой для паров Н₂О. Отсюда следует, что не исчезающий летом остаток полярной шапки из твердой двуокиси углерода должен быть скрыт под сплошным слоем водяного льда. Таким образом, необходимо отказаться от идеи свободного обмена массой между вековым резервуаром снега СО₂ и газом СО₂ в атмосфере.

Рис. 10. Колебания атмосферного давления у поверхности Марса (нижняя кривая) в результате долгопериодических вариаций наклона плоскости экватора Марса и соответствующая этому давлению температура конденсации СО2 (верхняя кривая)

Указанные причины говорят о приближенном характере модели Уорда. Тем не менее основные ее выводы представляют несомненный интерес, а его астрономическая теория изменения динамических параметров осевого вращения Марса и вытекающие из нее оценки инсоляции у полюсов являются крупным вкладом в современные представления о физических условиях на поверхности планеты.

Работы о вариациях климата Марса намечают возможный подход к решению загадки марсианских русел и слоистых отложений в полярных областях (Марса. По данным Уорда, интервалы истории Марса, соответствующие наиболее низкому атмосферному давлению, являются не только периодами роста вековой компоненты полярных шапок, но также и периодами затишья, когда эоловая активность (перенос вещества ветром и физическое выветривание) на Марсе практически отсутствует.

При рассмотрении обмена двуокисью углерода и влагой между двумя основными резервуарами – полярными шапками и атмосферой, вероятно, следовало бы учитывать и третий резервуар – марсианский реголит, поскольку значительные запасы СО₂ и Н₂О могут быть адсорбированы в материале на поверхности Марса. Изменения инсоляции в принципе могут привести к эффективной десорбции, в процессе которой освобождаются СО₂ в количестве до 0,4 г/см² и Н₂О – до 1 г/см² на каждый метр глубины. Авторы этой гипотезы Фэнел и У. Кэннон полагают, что при долгопериодических вариациях климата в обмене может участвовать слой реголита значительной толщины (до 100 м при периоде порядка 10⁵ лет).

Спутники Марса

Фобос и Деймос были открыты в 1877 г. Наблюдать их с Земли чрезвычайно трудно вследствие их крайне малых размеров и чрезвычайной близости к Марсу. Между тем наблюдения особенностей их движения являются источником важных сведений о Марсе: они позволяют вычислить массу планеты, момент инерции и полярное сжатие, оценить меру концентрации плотного вещества к центру. Исследования характера поверхности спутников позволяют сделать заключения об интенсивности метеоритной бомбардировки Марса на ранних этапах его истории, дают информацию о веществе, из которого состоят спутники и могут быть использованы вместе с другими сведениями при обсуждении вопроса об их происхождении.

Наблюдения Фобоса и Деймоса с помощью наземных методов сводились главным образом к определению и к уточнению параметров их орбитального движения. Было установлено, что они обращаются вокруг планеты в направлении ее суточного вращения и почти в плоскости экватора. Фобос пролетает над марсианской поверхностью на высоте 6 тыс. км (сравните с расстоянием от Земли до Луны – 380 тыс. км), а Деймос – на высоте 20 тыс. км. Фобос совершает полный виток по орбите всего за 7 ч 39 мин, т. е. обгоняет суточное вращение планеты, и таким образом, для марсианского наблюдателя он восходит на западе, а заходит на востоке (подобно искусственным спутникам Земли).

Снимки спутников Марса, полученные с помощью станции «Маринер-9», показали, что это – естественные малые небесные тела, не имеющие правильной формы вследствие слишком слабой гравитации.

Геометрическую форму Фобоса и Деймоса сейчас можно аппроксимировать трехосными эллипсоидами, размеры которых (главные радиусы) следующие:

Размеры главных полуосей, км:

Фобос	13,5 ± 1	10,7 ± 1	9,6 ± 1
Деймос	7,5 ± 1	6,0 ± 1	5,5 ± 1

Поверхность спутников Марса состоит из очень темных или потемневших минералов с таким же низким альбедо, как у базальтов и углистых хондритов. На Фобосе и Деймосе множество кратеров ударно-взрывного происхождения (существование очагов вулканизма в недрах столь малых небесных тел принципиально невозможно). Количество кратеров на единицу площади Фобоса и Деймоса во много раз больше, чем на поверхности Марса. Это говорит об эффективности процессов, сглаживающих рельеф планеты, и о большом возрасте спутников.

Анализ полученной серии снимков показал, что Фобос и Деймос повернуты к Марсу всегда одной и той же стороной: большая ось трехосного эллипсоида направлена к планете, средняя – расположена приблизительно в орбитальной плоскости, а наименьшая – перпендикулярна к, плоскости орбиты. Для того чтобы установилась наблюдаемая синхронность периодов осевого вращения и орбитального обращения спутников неправильной формы, требуются длительные сроки, в течение которых должны отсутствовать случайные закручивающие силы (например, удары крупных метеоритов). Оценки, основанные на этих соображениях, показывают, что последний из крупных кратеров образовался на Фобосе более чем 1 млн. лет назад, а на Деймосе – 100 млн. лет назад. Из этого следует вывод о сравнительно небольшой интенсивности метеоритной бомбардировки поверхности спутников и, вероятно, поверхности Марса за последний период по сравнению с прошлыми эпохами.

В 1977 г. была произведена первая оценка массы Фобоса по гравитационному возмущению траектории орбитального отсека «Викинга-1», пролетевшего на расстоянии менее 100 км от Фобоса. По величине массы при известных размерах вычислена средняя плотность Фобоса, которая, как указывают американские эксперты, соответствует плотности каменных метеоритов типа углистых хондритов и близка к 2 г/см³ (впрочем, плотность углистых хондритов бывает различной в довольно широких пределах). Принимая, что плотность как Фобоса, так и Деймоса равна в точности 2 г/см³, нетрудно сделать количественные оценки весьма малого ускорения силы тяжести на их поверхности и критической скорости.

Вследствие нешарообразности формы этих небесных тел характеристики оказываются неодинаковыми в различных точках поверхности. Максимальные и минимальные значения критической скорости составляют на Фобосе всего лишь 12,7 и 10,7 м/с, а на Деймосе – 7,1 и 6,0 м/с.

По программе «Викинг» получены снимки Фобоса и Деймоса, сделанные телескопическими объективами с трассы пролета на расстоянии около 100 км и 50 км соответственно для каждого спутника. Снимки получались при высокой скорости движения аппарата относительно спутника, и поэтому, чтобы избежать смазывания деталей на изображении, потребовалось поворачивать нацеленную на спутник камеру подобно тому, как это делают фотокорреспонденты, снимая, например, движущегося мотоциклиста.

На поверхности Фобоса обнаружены участки, покрытые системой почти параллельных борозд (рис. на последней стр. обложки). Весь спутник имеет вид обломка слоистой породы. Борозды идут через крупные старые (разрушенные) кратеры, но, в свою очередь, перекрываются мелкими, хорошо сохранившимися кратерами. Таким образом, система полос возникла позднее образования древних кратеров, но раньше молодых. Впрочем, промежуточный возраст глубоких борозд может быть следствием постепенной эрозии поверхности слоистой структуры. По предположению американских ученых, борозды представляют собой систему трещин, которые могли образоваться под действием гравитационного поля Марса, если орбита Фобоса прежде была выше.

По некоторым оценкам первоначальная орбита Фобоса имела радиус почти вдвое больше современного. Тогда в процессе изменения орбиты приливное плюс центробежное напряжение в теле Фобоса возросло приблизительно в 6 раз (сейчас оно составляет примерно 10⁵ дин/см²). Такая сила могла бы привести к образованию системы трещин в слабо связанном материале. Но ширина наблюдаемых борозд, по-видимому, слишком велика для трещин.

Американские специалисты отмечают, что одна очень заметная серия борозд расположилась почти перпендикулярно к большой оси фигуры спутника, т. е. ориентация совпадает с той, которая следует из теории приливных напряжений. На Деймосе приливные напряжения в 60 раз слабее, поэтому там должны отсутствовать деформации, обусловленные приливным напряжением. В самом деле, на Деймосе не найдены явно выраженные детали такого типа. Он имеет неожиданно ровную поверхность, словно подвергался менее интенсивной метеоритной бомбардировке. Отдельные камни, выступающие над поверхностью реголита, создают впечатление объектов правильной угловатой формы (размеры – несколько десятков метров).

Заключение

Объем информации о Марсе быстро возрастает, однако многие открытия, как это часто бывает, приводят к появлению новых требующих своего разрешения вопросов. Некоторые из них уже находятся на стадии решения, но многие другие, в том числе наиболее волнующие, еще очень далеки от этого.

По мнению ведущих советских и зарубежных ученых, среди очередных задач в предстоящих исследованиях Марса одной из наиболее актуальных является проведение исследований глубинной структуры тела планеты. Для этого требуется, во-первых, провести сейсмическое «просвечивание» недр планеты, т. е. при помощи глобальной сети нескольких сейсмометров пронаблюдать распространение в теле Марса естественных или искусственных колебаний грунта, и, во-вторых, измерить тепловой поток из недр в различных районах Марса.

Сейсмометрия – эффективный метод получения информации о физических свойствах и состоянии вещества глубинных зон планеты и, в частности, о толщине коры и о том, существует ли в центре Марса ядро, каковы его размеры и плотность и находится ли там вещество в расплавленном состоянии. Учитывая опыт проведенных на поверхности Марса сейсмических наблюдений, требуется использовать сейсмометры предельно высокой чувствительности и принять меры для их защиты от «шумовых» помех, вызванных ветром.

Данные о величине теплового потока из недр могут быть использованы в качестве важнейшего критерия при уточнении модели внутреннего строения и термической эволюции планеты. Но для проведения измерений весьма желательно разместить датчики на глубине порядка 10 м под поверхностью Марса.

Вместо посадочных станций с буровой установкой предлагается доставлять на Марс аппараты жесткой посадки – пенетраторы, снаряженные научной аппаратурой и способные проникать в грунт на значительную глубину. Пенетратор напоминает по внешнему виду торпеду и состоит из головного зонда и отделяемого в момент приземления хвостовика с аэродинамическим стабилизатором (рис. 11). Головной зонд, предназначенный для проникновения в грунт, изготавливается из твердой стали. Значительную долю объема головного зонда занимает внутренняя полость для размещения акселерометра . (измерителя темпа торможения) и научной аппаратуры с электронным обеспечением, телеметрической системы и источника электроэнергии. Вся конструкция пенетратора выполнена с таким расчетом, чтобы сдвинуть центр тяжести аппарата как можно дальше вперед, и поэтому хвостовик изготовлен из легкого алюминиевого сплава.

Расположенный на хвостовике аэродинамический стабилизатор с дополнительной тормозной шайбой обеспечивает необходимую стабильную ориентацию пенетратора во время его падения в атмосфере. Тормозные парашюты или надувные баллоны обеспечивают уменьшение скорости аппарата до величины порядка 10² – 10³ м/с (к моменту удара о поверхность планеты). Гашение остаточной скорости происходит в грунте на сравнительно большом пути движения аппарата до полной остановки и растягивается на заметный интервал времени. При этом ударные перегрузки в головном зонде не превышают пределов, приемлемых для выживания некоторых научных приборов.

Таким образом, использование пенетраторов в принципе открывает новую возможность осуществить доставку научных приборов на Марс, в том числе и в такие районы планеты, которые из-за сложности рельефа или малой несущей способности грунта не пригодны для мягкой посадки космических аппаратов. Именно это свойство пенетраторов является их главным преимуществом и делает такие системы незаменимыми для исследования многих интересных районов Марса. Кроме того, проникающие зонды открывают возможность постановки наблюдений, которые требуют или проведения измерений на глубине порядка 10 м, или изоляции прибора от метеоусловий и плотного контакта датчика с грунтом.

При столкновении пенетратора с твердой поверхностью планеты хвостовик отделяется от головного зонда; в некоторых системах разделение происходит только за счет конструктивных особенностей, а в других – путем отстрела. Основная цель этой процедуры – оставить на поверхности приемопередатчик, смонтированный в хвостовике, а также метеокомплекс и устройство, для получения изображений места посадки. Уходящий в грунт головной зонд связан с хвостовиком с помощью многожильного кабеля.

Рис. 11. Схема пенетратора фирмы Сандиа Лэборатриз: 1 – отделяемый хвостовик, 2 – аэродинамический стабилизатор, 3 – головной зонд, 4 – антенна, 5 – кабель, 6 – приборный отсек

Например, фирма Сандиа Лэборатриз (США) провела полевые испытания некоторых разновидностей таких пенетраторов весом от 1 кг до почти 3 т (при скоростях удара от 70 м/с до 1 км/с); глубина пенетрации получалась в пределах от неполного погружения аппарата под поверхность до более чем 70 м. Для исследований Марса предполагается использовать пенетраторы с диаметром 9 см и массой 31 кг (7,3 кг научной аппаратуры) при скорости удара приблизительно 160 м/с, которой соответствует глубина проникновения головного зонда от 1 до 15 м (в зависимости от твердости грунта: базальт или рыхлый песок).

Приведенные здесь цифры позволяют сделать несложные оценки перегрузок, так как скорость удара, длина тормозного пути, тормозное ускорение и длительность торможения связаны между собой простыми соотношениями. В первом приближении, считая движение в грунте равнозамедленным, находим, что время торможения при проникновении на глубину 1 м (в базальте) составляет 0,012 с, а при 15-метровом пути (в рыхлом песке) – 0,188 с. Тогда перегрузка составит около 1300 и 90 g соответственно для монолитного и для рыхлого грунта (здесь g – ускорение силы тяжести на Земле, равное 9,81 м/с²). Перегрузки в хвостовике приблизительно на порядок больше.

Результаты испытаний пенетраторов привели к заключению, что реальный процесс движения твердого тела в грунте со скоростью от 100 до 1000 м/с резко отличается от предварительных теоретических описаний такого процесса. Полученные из экспериментов данные были использованы для начальной разработки основ террадинамики – новой отрасли науки, рассматривающей явление движения в такой внешней среде, как грунт. Это открывает возможность в будущих экспериментах на Марсе интерпретировать запись торможения и понять механические свойства всех слоев грунта, пробитых головным зондом.

Таким образом, пенетраторы являются новым многообещающим источником информации о структуре как глубинных, так и внешних слоев Марса. Однако не исчерпаны возможности других методов исследования, в частности, с орбитальных аппаратов.

Наряду с изучением марсианских недр будут продолжаться исследования атмосферы и поверхности Марса. Первые же панорамы марсианского ландшафта, позволяющие целеустремленно выбирать объекты для Детального изучения, подтвердили необходимость использования на Марсе подвижных исследовательских станций. Опубликованы сведения о различных проектах аппаратов, способных перемещаться на поверхности и даже в атмосфере Марса. Разработаны многочисленные системы колесных, гусеничных и других марсоходов, предназначенных для сбора и исследований минералов и поиска признаков существования жизни на поверхности Марса. Наиболее перспективными являются, по-видимому, проекты марсохода с колесами из проволочной сетки и проект ходового, устройства типа «эластичная петля», которому не свойственны недостатки колес (на мягком грунте – малый клиренс) и гусениц (большая масса, большой расход мощности).

Если марсоход позволит подъехать к любому интересному предмету и изучить его, то наблюдения с высоты «птичьего полета» дали бы возможность получить уникальную информацию о строении и происхождении типично марсианских форм рельефа и провести другие исследования наружного покрова Марса на большой территории с детальностью, недоступной при наблюдениях с орбитальных аппаратов. Но осуществление такого полета в марсианской атмосфере сопряжено с большими техническими трудностями.

Одной из возникающих здесь проблем является выбор подходящего летательного аппарата. Очевидно, доставка на Марс воздухоплавающего аэростата, наполняемого водородом или гелием, нецелесообразно из-за малой плотности газов в атмосфере у поверхности планеты. Элементарные подсчеты показывают, что для создания достаточной подъемной силы потребовалось бы использование слишком больших и, следовательно, тяжелых оболочек. Более перспективным является использование летательных аппаратов типа легких самолетов, но они должны обладать рекордными аэродинамическими характеристиками, которые позволили бы летать в газовой среде такой малой плотности, как в земной атмосфере на высотах от 40 до 50 км. Это крайне сложно, хотя и осуществимо.

Другим важным звеном решения той же проблемы является выбор легкого и мощного экономичного двигателя, который мог бы работать в марсианской атмосфере, где практически отсутствует свободный кислород (т. е. для сгорания топлива потребовался бы запас окислителя), По опубликованным данным, американские специалисты предполагают использовать для этой цели работающий на гидразине двигатель с пропеллером и установить его на раскладном самолете с размахом крыльев около 20 м и с полезным грузом от 35 до 90 кг. Самолет для защиты от нагревания при торможении космического аппарата в марсианской атмосфере в сложенном виде размещается в обтекателе и раскрывается на высоте около 8 км. Дальность полета – около 4 тыс. км на высоте до 3 км. Сообщений о финансировании и сроках реализации такого проекта не было.

В порядке проработки НАСА (США) различных вариантов программы будущих полетов к Марсу предполагалось использовать два космических корабля, каждый из которых должен доставить к Марсу орбитальную станцию (одну на экваториальную, а другую – на полярную орбиту) и 4 – 6 пенетраторов. Кроме того, в каждый комплекс может быть включен либо один 500-килограммовый марсоход, либо два меньших, со временем активного существования каждого в 1 марсианский год и с возможностью пробега до 1 тыс. км. Малые марсоходы предназначены для «геологических» исследований, а большой – более приспособлен для химических исследований наружного покрова планеты.

Важной задачей в области космических исследований Марса является доставка образцов грунта с этой планеты, однако в настоящее время стало преобладать мнение, что такая задача является наиболее важной. В связи с этим первостепенное значение приобретает проблема планетного карантина, то есть разработка мер надежно исключающих возможность распространения на Земле марсианских форм жизни (если она там есть), так же как и возможность попадания на Марс земных микроорганизмов.

Исследования Марса являются источником информации крайне важной для разработки ряда сложных проблем, связанных с происхождением Земли и с эволюцией ее недр, атмосферы и океана. Сведения по этим вопросам имеют практическое значение. Вот почему и в нашей стране, и за рубежом большие коллективы специалистов создают межпланетные ракеты с исследовательской аппаратурой, полагая, что дальнейший рост наших знаний о соседних планетах (в том числе и о Марсе) поможет проникнуть в тайны природы, окружающей нас на Земле.

4-я стр. обложки

Виктор Дмитриевич Давыдов

СОВРЕМЕННЫЕ ПРЕДСТАВЛЕНИЯ О МАРСЕ

Главный отраслевой редактор В. П. Демьянов

Редактор Е. Ю. Ермаков

Мл. редактор Т. И. Елова

Обложка В. Н. Конюхова

Худож. редактор М. А. Гусева

Техн. редактор Л. А. Кирякова

Корректор А. А. Пузакова

ИБ № 1004

Т 14394. Индекс заказа 84209. Сдано в набор 15.06. 78 г. Подписано к печати 4.08.78 г. Формат бумаги 84 ? 1081/32. Бумага типографская № 3. Бум. л. 1,0. Печ. л. 2,0. Усл. печ. л. 3,36. Уч.-изд. л. 3,45. Тираж 32340 экз. Издательство «Знание». 101835, Москва, Центр, проезд Серова, д. 4. Заказ 1189. Типография Всесоюзного общества «Знание». Москва Центр, Новая пл., Д. 3/4.

Цена 11 коп.