Астрономия и Космонавтика Коллектив авторов - Современные достижения космонавтики (сборник статей)

В феврале трассы измерений «Марса-3» заканчивались в области северной полярной шапки. Инфракрасный радиометр показывал здесь температуру ниже минус 110 градусов.

В отличие от южной полярной шапки, исчезающей летом, северная шапка существует круглый год, и возможно, что общее количество твердой углекислоты и замерзшей воды в ней значительно превышает количество этих веществ в газовой атмосфере Марса.

Бортовой радиотелескоп измерял интенсивность и поляризацию радиоизлучения на длине волны 3,5 см вдоль той же трассы. В отличие от инфракрасного радиометра, — измерявшего температуру поверхности, он давал температуру грунта на глубине 30–50 см . Температура под поверхностью на указанной глубине совсем не испытывает суточных колебаний, что также свидетельствует о большой тепловой инерции и малой теплопроводности грунта.

Кроме, температуры, определялась также диэлектрическая постоянная грунта — величина, которая зависит главным образом от его плотности. Измерения показали, что изменения температуры грунта и диэлектрической постоянной связаны, т. е. большим значениям температуры отдельных участков соответствуют большие значения диэлектрической постоянной. Это говорит о том, что плотность грунта меняется вдоль трасс измерений. Видимо, когда значения диэлектрической постоянной велики, материал грунта находится в раздробленном состоянии.

Инфракрасный фотометр на полосу поглощения углекислого газа с длиной волны 2,06 мк показывал, как велико содержание углекислого газа в вертикальном столбе атмосферы Марса в различных точках вдоль трассы. Он определил давление у поверхности, которое в различных областях оказалось различным из-за разной их высоты над средним уровнем поверхности. На среднем уровне давление на Марсе принимается равным 5,5–6 миллибар (около 4–4,5 мм рт, ст.), что примерно в 200 раз меньше, чем на Земле. Зная, как меняется давление вдоль трассы, можно определить относительные высоты и найти рельеф поверхности.

При наблюдениях с Земли в экваториальной области Марса обнаружены перепады высот до 12–14 км на участках большой протяженности. Более детально рельеф можно изучать только со спутника.

Вот, например, трасса, прочерченная «Марсом-3» 16 февраля. Сначала она проходит над районом Хеллеспонтус, высота которого 2–3 км над средним уровнем. Затем она достигает северо-восточного края светлой области Хеллас, и здесь рельеф быстро понижается (до 1 км ниже среднего уровня). Потом идет быстрый подъем в сторону темных областей Япигия и Сиртис Майор, где в самой высокой точке отмечается высота около 3 км над средним уровнем. Высотный разрез показывает в зоне темных областей ряд широких хребтов и долин. К северу от Сиртис Майор высота постепенно уменьшается. В ряде областей перепады высот больше. Когда наши станции вышли на орбиты, над Марсом бушевала пылевая буря. Два месяца вся планета была закрыта плотными облаками пыли, поднятой с поверхности. Измерения, проведенные инфракрасным фотометром в декабре, показали, что высота этих облаков составляет около 10 км над средним уровнем поверхности. Над более, высокими областями слой облаков тоньше, над низкими — толще.

Пылевые бури на Марсе — мощное и пока еще загадочное явление. Обычно прозрачная атмосфера Марса вдруг в течение нескольких дней становится почти столь же непрозрачной для видимого излучения, как облачная атмосфера Венеры. Но прозрачность увеличивается, как показали измерения фотометрами, по мере увеличения длины волны. Это указывает на значительную долю в облаках очень мелких пылевых частиц размером около 1 мк . Такие частицы должны оседать очень медленно, что согласуется с общей продолжительностью пылевой, бури. С другой стороны, снимки с «Маринера-9» показывают быстрое увеличение прозрачности в конце декабря. Она была неполной, но за 10 суток видимость существенно улучшилась. Чтобы это объяснить, надо предположить в облаках некоторую долю быстро оседающих частиц сравнительно большого десятимикронного размера. С помощью фотометра неоднократно наблюдались облака, видимые в синих лучах (длина волны 0,36 мк ) и незаметные в красных лучах (0,7 мк ). Такие облака должны состоять из частиц размером много меньше микрона.

В общем, в марсианских облаках в период бури, видимо, содержались частицы разных размеров, причем соотношение их менялось во времени. Такие облака должны охлаждать поверхность и увеличивать температуру атмосферы, что в действительности и наблюдалось. Создавался своего рода «антипарниковый эффект», противоположный ситуации на Венере, где атмосфера разогревается благодаря инфракрасной непрозрачности атмосферы.

Фотометр, рассчитанный на полосу поглощения водяного пара с длиной волны 1,4 мк , показал, что содержание водяного пара в течение всего периода исследований не превышало пяти микрон осажденной воды — в тысячи раз меньше, чем в земной атмосфере. Марс оказался еще более сухой планетой, чем ожидалось: раньше наземным наблюдателям иногда удавалось обнаружить на нем до 50 мк осажденной воды. Трудно сказать сейчас, случайно совпал сухой период с пылевой бурей или имеется какая-то связь между этими событиями.

Два эксперимента на станциях «Марс-2» и «Марс-3» предназначались для исследования верхней атмосферы Марса. С помощью ультрафиолетового фотометра регистрировалось солнечное излучение, рассеянное атомами водорода и кислорода в верхней атмосфере Марса на высотах от ста до нескольких десятков тысяч километров. В отличие от оптического комплекса, все приборы которого «смотрели» вниз, на планету, ультрафиолетовый фотометр в перицентре был направлен в «горизонт», параллельно поверхности Марса. Прибор регистрировал излучение атомарного кислорода в трех близко расположенных линиях с длиной волны 1300 ангстрем и излучение атомарного водорода с длиной волны 1216 ангстрем (ангстрем равен 100-миллионной доле сантиметра).

По наблюдениям интенсивности в этих линиях были рассчитаны плотность рассеивающих атомов и их температура. Вблизи поверхности атмосфера Марса состоит в основном из углекислого газа, однако на высоте около 100 км под действием солнечного ультрафиолетового излучения он распадается на молекулу угарного газа и атом кислорода. Такой же процесс распада водяного пара приводит к появлению атомов водорода, которые в 16 раз легче атомов кислорода. Вот почему выше 300–400 км атмосфера на Марсе становится в основном атомарно-водородной. Все же следы кислорода отмечаются на всех нитках орбиты, вплоть до высоты 700–800 км , где его концентрация равна всего 100 атомам в кубическом сантиметре. Плотность более легкого водорода падает очень медленно, уменьшаясь от 10 тыс. атомов в кубическом сантиметре около планеты до 100 атомов и даже меньше на расстоянии 10 тыс. км . Измерения на таких больших удалениях проводились в ходе специальных сеансов на станции «Марс-3».