Виталий Бронштэн - Планета Марс

В 1972 г. проблемой фиолетового слоя занялся американский астроном Д. Томпсон. Изучив всю имевшуюся литературу по этой проблеме (более 120 работ) и использовав фотографическую коллекцию Международного планетного патруля, Томпсон пришел к простому и неожиданному выводу. Никакого фиолетового слоя,

*) Альбедо в астрономии называется отношение количества отраженного планетой света к количеству солнечного света, падаюлцего на нее.

тающего или рассеивающего, нет. Вид Марса в фиолетовых лучах-это его нормальный вид, без всякой дымки. Просто в этих лучах контрасты между морями и материками слишком малы и мы их не различаем. Более того, из наблюдений в ультрафиолетовых лучах выяснилось, что в этих лучах все выглядит "наоборот"-моря кажутся светлее материков. Эти явления объясняются исключительно цветовыми особенностями пород, слагающих марсианские моря и материки, и атмосфера тут не при чем.

А как же "синие просветления", которые Вокулер четверть века назад считал самым сильным доказательством существования фиолетового слоя? Томпсон и Бойс тщательно проанализировали все случаи их наблюдений и пришли к выводу, что и здесь все обстоит наоборот. Никакого "просветления" не происходит, но в районе материков происходит осаждение чего-то вроде инея или же над ними (по метеорологическим причинам) образуется слой светлой дымки. Независимо от американских астрономов почти к такому же выводу пришла В. В. Прокофьева (Крымская астрофизическая обсерватория), объяснившая "синие прояснения" подъемом пыли с поверхности планеты над материками. Мелкие частицы пыли надолго остаются в нижних слоях атмосферы и несколько повышают яркость материков в синей области спектра. Контрасты между морями и материками в синих и фиолетовых лучах возрастают, и нам кажется, что атмосфера планеты "просветлела".

Так неожиданно разрешилась загадка фиолетового слоя и "синих просветлений".

Из чего состоит атмосфера Марса?

В 1947 г. Дж. Койпер впервые применил к изучению планет инфракрасный спектрометр-прибор, в котором приемником радиации служило фотосопротивление иэ сернистого свинца (PbS). Фотосопротивление двигалось вдоль спектра, а соединенный с ним самописец записывал непосредственно распределение энергии в спектре планеты.

Уже первые записи инфракрасных спектров Марса и Луны показали, что у первого значительно усилена полоса 002 на длине волны 1,6 микрона. Таким образом,

удалось установить присутствие этого газа (ранее обнаруженного в спектре Венеры) и в атмосфере Марса.

Однако установка Койпера имела весьма низкую разрешающую способность: с ее помощью нельзя было различить тонкие спектральные детали, так нужные астрономам для анализа состава атмосфер планет, притом анализа не только качественного (вещество имеется в атмосфере планеты), но и количественного (вещество содержится в таком-то количестве) .Как это ни странно, но ни сам Койпер, ни другие ученые не попытались в течение почти 10 лет усовершенствовать новый метод. Расцвет инфракрасной спектрометрии планет начался уже после 1960 г.

В 1964 г. американские астрономы X. Спинрад, Г. Мюнч и Л. Каплан по структуре линий, входящих в полосу 002 на длине волны 8700 ангстрем, получили количество 002 55 м-атм при температуре поверхности 230 °К. Приведенное число означает, что углекислый газ атмосферы Марса при нормальном давлении в 1 атмосферу мог бы образовать столб в 55 метров. На Земле содержание углекислого газа составляет лишь 2,4 м-атм. Более поздние исследования дали для оценки

-ния 002 значения от 54 до 90 м-атм, а в среднем 70 м-атм.

Какую же долю составляет углекислый газ в атмосфере Марса? На Земле эта доля весьма невелика, только 0,03%, на Венере же на долю 002 приходится 97% массы атмосферы. Что касается Марса, то первоначально углекислому газу отводилась скромная роль второстепенной компоненты марсианской атмосферы. Вокулер в 1954 г. "уделял" ему лишь 2% объема атмосферы, С. Гесс в 1961 г.-и того меньше, 1,3%. В модели Т. Оуэна и Дж. Койпера (1964 г.) на долю 002 приходится уже 14% объема атмосферы Марса. ^ Дело в том, что оценка содержания того или иного еЬза в атмосфере планеты зависит не только от интенсивности его линий в спектре, но и от принимаемого в

Хтечете общего давления у поверхности. Фотометрические наблюдения, как мы видели выше, не дают необходимой точности в определении давления и долго да"вё^1 преувеличенные значения. -Причиной этого была

Хййл^н другие аэрозоли, содержащиеся в атмосфере пла"leеfi4h создававшие дополнительное рассеяние света.

Но если мы примем завышенное значение давления атмосферы у поверхности, то' наблюдаемую интенсивность спектральных линий может создать меньшее количество углекислого газа. В качестве примера приведем расчеты Спинрада, Мюнча и Каплана 1964 г. Они рассматривали три модели с тремя разными значениями полного давления. Вот что у них получилось:

Однако в последние годы спектроскописты научились раздельно определять полное газовое давление и содержание 002, используя то обстоятельство, что давление по-разному влияет на интенсивность сильных и слабых линий данного газа.

Полет АМС "Маринер-4" в 1965 г. позволил определить давление у поверхности другим, более точным методом - методом радиозатмения. Этот метод будет нами описан ниже, а пока сообщим лишь полученные им значения давления: от 5 до 9 мб (в разных точках). Еще точнее удалось определить давление по полетам "Маринера-6" и "Маринера-7" в 1969 г.: от 3,8 до 7,0 мб. "Маринер-9" в 1971-1972 гг. дал интервал давлений от 1 до 9 мб, в среднем 6 мб. Близкие результаты дали полеты советских АМС "Марс" в 1971-1974 гг. Таким образом, стало ясно, что углекислый газ является основной компонентой атмосферы Марса (как и атмосферы Венеры). На его долю приходится не менее 60% состава марсианской атмосферы. Как мы увидим дальше, этот вывод получил косвенное подтверждение в ходе советских исследований на станции "Марс-6" в 1974 г.

Какие же еще газы содержатся в атмосфере планеты? В ее верхних слоях под действием ультрафиолетовых лучей Солнца углекислый газ должен диссоциировать, разлагаясь на окись углерода (СО) и атомарный кислород. Попытка У. Синтона в 1959 г. обнаружить СО в атмосфере Марса не дала результата-он оценил лишь

верхний предел ее содержания: 10 см-атм. Лишь 10 лет спустя французские ученые супруги Пьер и Жанина Конн, применив новый метод инфракрасной спектроскопии, получивший названье фурье-спектроскопии, смогли, при участии Л. Каплана, оценить содержание СО в атмосфере Марса, равное 5,6 см-атм, что соответствует 0,08% по объему.

Метод фурье-спектроскопии заслуживает того, чтобы описать его хотя бы в принципе. Обычный метод инфракрасной спектроскопии страдает тем недостатком, что спектр записывается последовательно, и изменение содержания водяного пара или углекислого газа в земной атмосфере на пути луча за время записи может исказить результат. Фурье-спектрометр весь спектр записывает одновременно. В основе метода лежит использование интерферометра Майкельсона, в котором луч света от светила разделяется на две части, проходящие пути разной длины. Когда оба луча соединяются, они интерферируют (взаимодействуют) между собой, взаимно усиливая или ослабляя друг друга, в зависимости от того, в какой фазе придут световые колебания в обоих лучах. Если разность фаз равна нулю, интенсивности обоих лучей складываются; если она равна 180°, они в сумме дадут нулевую интенсивность. Но в приборе длину пути одного из лучей можно плавно менять, и тогда результирующая интенсивность будет тоже плавно меняться, выписывая кривую, называемую интерферограммой. Однако в этой кривой уже заложен весь спектр, так как разность хода лучей измеряется в единицах длины волны, а длины волн меняются вдоль спектра. Чтобы упростить дело, ненужные участки спектра отрезают с помощью светофильтров. Остается превратить интерферограмму в кривую распределения интенсивности по спект- Г"? ру-его регистрограмму. Это делается с помощью математической операции, называемой преобразованием Фурье, по имени французского математика Ж. Фурье, который вывел формулы этого преобразования еще в я. 1811 г., за 150 лет до применения описанного метода в астрономии.