Общеобразовательная средняя школа №81
Р е ф е р а т
По астрономии
Марс
Выполнил учащийся 11 «3» класса Куроптев Олег
Омск, 1999
Поверхность Марса.
Рассмотрим сначала основные результаты наблюдений с Земли. При наблюдении с Земли с помощью оптических средств марсианская поверхность (площадь которой в 2,7 раза меньше площади поверхности Земли) выглядит сравнительно ровной. Различаются области трех цветов: оранжево - красные, окружающие темные пятна и названные материками (континентами), темные области, получившие названия «морей», «озер», «заливов» и «болот», и снежно – белые образования у полюсов планеты, названные по аналогии с земными полюсами «полярными шапками».
Поскольку очертания светлых и темных областей устойчивы, это позволило составить карту марсианской поверхности. На этой карте видно, что материки занимают примерно 5/6 площади его поверхности. Темные области состоят из отдельных пятен и расположены в основном в экваториальном поясе. Они периодически со сменой времен года меняют свою окраску. Весной и летом они темнеют, приобретая более ясные очертания, а осенью и зимой блекнут, и границы их становятся расплывчатыми.
Радиолокационные и спектроскопические наблюдения показали, что на поверхности Маркса имеют место перепады высот, превышающие 10 км. Заметим, что радиолокационные средства позволяют фиксировать моменты посылки и приема (отраженного от планеты) импульса с точностью, которая соответствует примерно километровой высоте на поверхности Маркса.
Спектроскопические измерения рельефа основаны на определении количества газа на луче зрения над различными областями поверхности. Учитывая, что в углублениях его больше, чем на возвышенностях, представляется возможность определить разности высот.
Породы, покрывающие марсианскую поверхность, ближе к гидрату окиси железа, так называемому лимониту. Он имеет оранжево – бурый цвет и легко расплавляется. При разложении лимонит распадается на красный железняк и воду. Достаточно 5 – 6 процентов этого материала, чтобы придать пескам и глинам ржавый или красный цвет. Вот, быть может, и причина происхождения цвета планеты?!
То, что ученые увидели на снимках Марса, в корне изменило представление об его поверхности. Она не такая гладкая и во многом напоминает лунный пейзаж: та же неровная поверхность, усеянная кратерами, тот же неприветливый и пустынный вид. Исследователи выделили три типа марсианской поверхности, отличающиеся по своему строению: области, заполненные кратерами; области с хаотическими структурами и области, лишенные характерных черт. На большинстве снимков поверхность относится к кратерному типу. Кратеры – самого различного диаметра – от 500 м. до 800 км. Полагают, что крупные кратеры образовались при столкновении планеты с астероидами. На дне их видны кратеры меньших размеров, более позднего происхождения. В некоторых кратерах заметны осыпи, а также террасы, подобные террасам в лунных кратерах Коперник и Аристарх. Однако в целом марсианские кратеры не похожи на лунные. Они меньше возвышаются над окружающей местностью, и края их более сглажены, что объясняют воздействием эрозии. Очевидно, марсианские кратеры претерпели значительно большую эволюцию, чем лунные, причем основным механизмом ее считают оползни, т.е. сдвиг минералов слишком тяжелых, которые не могут перемещаться под действием ветра. Таким образом, отличие марсианских кратеров от лунных объясняют не только различными процессами их эволюции, но также и различием материалов, образующих поверхность Марса. На фотографиях не обнаруживается непрерывного перехода в размерах кратеров, что существенно отличает марсианские кратеры от лунных. Возможной причиной этой особенности является выветривание и перенос частиц грунта. Другой важной особенностью рельефа марсианской поверхности является ее сглаженность и неоднородность (переход от областей с большим числом кратеров к области, где кратеров почти нет). Например, область Хеллас, где на площади около 570 тыс. кв. км. не выявлено никаких ярко выраженных элементов рельефа. Можно полагать, что бесструктурные зоны на Марсе являются аналогом земных пустынь. Хаотический тип поверхности характеризуется резко пересеченным рельефом (хребты и долины небольшой протяженности, скалы, трещины с крутыми склонами и т. п.) и не имеет аналогов ни на Земле, ни на Луне.
«Маринер - 7» передал буквально фантастические картины южного полюса Марса, покрытого таинственными кратерными образованиями, напоминающими снеговые оползни или ледники на Земле. Местность южного полюса, по сравнению со всеми сфотографированными участками Марса, является наиболее пересеченной: на снимках видны глубокие «долины», высокий горный кряж, а также образования, напоминающие земные ледники и оползни. Южная полярная шапка была заснята от 60° южной широты до полюса. Детали рельефа здесь заметны гораздо лучше, и поэтому кратеров значительно больше. Видны не только самые малые кратеры, но и выступающие формы рельефа.
Итак, Марс, который считался, в отличие от Земли и Луны, планетой с очень ровным, гладким и спокойным рельефом, без заметных гор и возвышенностей (за исключением известных гор Митчелла у южного полюса), неожиданно оказался гористым и весьма пересеченным.
Трассы полета КА вблизи планеты начинались в южном полушарии, где в это время лето подходило к концу, пересекали затем экватор и заканчивались в северном полушарии, начальные точки трасс приходились на области, где было еще утро, а конечные – на послеполуденные, вечерние, иногда даже ночные часы.
Температура поверхности Марса измерялась инфракрасными радиометрами. При этом приборы регистрировали тепловое излучение тех областей планеты, которые снимались в данный момент телевизионными камерами. Согласно показаниям радиометра «Маринера - 6», температура поверхности планеты изменяется от плюс 16° в полдень до минус 102° С на ночной стороне, причем темные области имеют более высокую температуру по сравнению со светлыми. Зарегистрированная скорость остывания сравнительно мала. Это дает основания полагать, что поверхностный слой Марса имеет более высокие теплоизоляционные свойства, чем поверхность Земли.
По данным АМС «Марс - 2» и «Марс - 3», температура поверхности вдоль трасс менялась в широких пределах: от плюс 13° С (в 14 ч. местного солнечного времени, 11° южной широты) до минус 93° С (местное время, 19 ч., 19° северной широты). А в области северной полярной шапки температура падала до минус 111° С. Знать температуру на поверхности Марса в разных широтах и в разное время очень важно. Во – первых, потому, что это одна из главных климатических характеристик, а во – вторых, по изменениям температуры в течение суток и от места к месту можно судить о свойствах материала, из которого состоит грунт. Низкие ночные температуры означают, что поверхность Марса очень быстро остывает после захода Солнца и, следовательно, теплопроводность грунта мала. Количественные оценки показывают, что она соответствует сухому песку или сухой пыли в разреженной атмосфере. Марсианские «моря» (темные области) оказываются в среднем теплее, чем «континенты» (светлые области). Различие температур, достигающее 10 градусов, объясняется тем, что у морей меньше отражательная способность, они больше поглощают солнечной энергии и сильнее нагреваются. В отдельных случаях более темные «морские» районы медленнее остывают после захода Солнца и, следовательно, имеют более теплопроводный грунт.
Весьма интересно, что на ночной стороне планеты был обнаружен участок, где температура была на 20 – 25 градусов выше, чем в окрестных районах. Причина этого явления пока не выяснена.
С помощью бортового радиотелескопа измерялась температура грунта на глубине 30 – 50 см. оказалось, что она не испытывает суточных колебаний, что свидетельствует о большой тепловой инерции и малой теплопроводности грунта. Кроме температуры определялась также диэлектрическая постоянная величина, которая зависит, главным образом, от плотности грунта. Измерения показали, что изменение температуры грунта и диэлектрической постоянной связаны, т. е. бо’льшим значениям температуры отдельных участков соответствуют бо’льшие значения диэлектрической постоянной. Этот результат говорит о том, что плотность грунта меняется вдоль трасс измерений.
Марсианские каналы.
Впервые о геометрически правильных полосках, покрывающих, словно сеткой, поверхность Марса, высказался итальянский ученый А. Секки в 1859 году. Наличие их подтвердил и Д. Скиапарелли, соотечественник А. Секки, наблюдавший Марс во время его великого противостояния в 1877 году. С того памятного события прошло немало времени, а оживленный спор о происхождении этих загадочных образований все еще продолжается. Каналы – это грандиозная искусственная оросительная система, созданная разумными существами, населяющими Марс, и предназначенная для распределения скудных водных ресурсов планеты, - заявил П. Ловелл!
Нет! – утверждает Каттерфельд, - каналы – это ничто иное, как линии тектонических разломов коры планеты, порожденные неравномерностью ее вращения, по ним поступает вода, питающая обильную растительность. Третьи доказывают, что каналы – это полосы растительности, а четвертые считают их трещинами в ледяной оболочке Марса. В общем гипотез, домыслов, а подчас и откровенных спекуляций высказано было так много, что нам нет смысла касаться их содержания.
Четкого ответа на этот вопрос не дали пока и фотоснимки, переданные с автоматических межпланетных станций. На их основании высказываются предположения, что линии, образующие сетку на поверхности Марса, - это сбросы, трещины, разломы, цепочки кратеров, хребты и другие формы рельефа, воспринимаемые как сплошные образования повышенных контрастов.
На «дальних» снимках Марса, сделанных с расстояния около 1,5 млн. км., некоторые из знаменитых марсианских «каналов» видны так, как при лучших наблюдениях с Земли. На «близких» снимках (с расстояния 4 –3,5 тыс. км.) на месте широкого и темного канала Агатадемон оказался слегка изогнутый горный кряж шириной 160 км. и длиной около 1100 км. без отчетливо видимы краев. В результате анализа снимков оказалось, что это широкий, слегка изогнутый кряж, испещренный кратерами и ущельями, напоминающими край гигантского кратера. На фотоснимке, сделанном АМС «Маринер - 9», ровное плато (рис.1) прорезано крупным тектоническим рвом, который в земные телескопы также мог быть принят за канал.
Атмосфера Марса.
Исследование газовой оболочки Марса составляет весьма трудную задачу, в разрешении которой после долгого периода неудач и ошибок лишь недавно наметились некоторые успехи. До полета АМС к Марсу были построены многие модели его атмосферы. Большинство их основывалось на предположении, что его атмосфера – это аналог земной. И несмотря на то, что спектроскопически в составе марсианской атмосферы к 1956 году был обнаружен лишь углекислый газ, большинство астрономов склонялось к мнению, что основа атмосферы Марса – азот с незначительными примесями углекислого газа, кислород и водяных паров.
Во время противостояния Марса в 1963 году в его атмосфере были впервые обнаружены следы водяных паров, а также установлено обилие СО2 и определено давление у поверхности, которое оказалось примерно равным 20 миллибарам. С помощью спектрального метода установлено небольшое содержание кислорода и озона, а также незначительное количество водяных паров. Для астрономов это было сенсацией. Ведь азот в атмосфере порождается в основном за счет извержения вулканов, а отсутствие его в атмосфере Марса может означать и отсутствие вулканической деятельности.
Вторая космическая скорость для Марса сравнительно невелика – 5 километров в секунду. Из – за этого он не может удержать легкие газы и имеет весьма разряженную атмосферу, которая очень прозрачна. На высотах от 1 до 30 км. наблюдается синяя дымка толщиной около 20 км. По – видимому, слой дымки возник вследствие образования окислов под воздействием ультрафиолетового излучения Солнца. Кроме того, в марсианской атмосфере замечены желтые облака, движущиеся со скоростью 10-40 метров в секунду, которые считают пылевыми бурями. Они значительно ухудшают видимость поверхности Марса. Незначительная, по сравнению с земной, сила тяжести на Марсе влечет за собой одну весьма существенную особенность в строении марсианской атмосферы. С поднятием на высоту ее плотность снижается гораздо медленнее, чем земной. Так, например, в земной атмосфере давление в одну десятую от имеющего места у поверхности наблюдается на высоте 16-17 км., а на Марсе десятикратное уменьшение давления будет иметь место только на высоте порядка 40 км. Это ведет к тому, что уже на этой высоте над поверхностью планеты давление будет таким же, как и в атмосфере Земли на той же высоте. Вычисления показывают, что значения плотности атмосферы Земли и Марса на высоте порядка 40 км. сравняются, а на еще больших высотах давление в атмосфере Марса будет превосходить земное. Это различие приводит к тому, что в марсианской атмосфере метеоры загораются на высоте порядка 200-250 км., а в земной – на высоте 120-150 км. Однако для космических аппаратов, входящих в атмосферу Марса, опасность сильного разогрева корпуса меньше, чем при входе в земную атмосферу, ввиду меньшего на Марсе ускоряющего притяжения. По той же причине и марсианские пылевые буре, которые астрономы неоднократно наблюдали, должны бать более мощными, чем земные, поскольку огромные массы пылеобразного вещества род воздействием ветра, быстро поднявшись вверх, удерживаются там в течение длительного времени. Это наглядно подтвердили исследования планеты в Марс в период его великого противостояния в 1971 году. Вот что по этому вопросу указывает председатель комиссии по физике планет Астрономического Совета Академии наук СССР профессор И. К. Коваль. Во второй половине сентября прозрачность атмосферы Марса резко уменьшалась из – за поднявшейся пыльной бури, которая в течение нескольких дней скрывала темные образования поверхности почти на всем видимом диске. Но чем она вызвана? Действием вулканов или потоком метеорных частиц, врывающихся в атмосферу Марса? Такие явления не могут затмить диск планеты. На правильном пути, очевидно, те ученые, которые полагают, что это связано со штормами. Ветры там сильнее, они превышают скорость потоков воздуха на Земле и способны сдувать с поверхности планеты мелкие частицы, унося их на большие высоты. С сильной запыленностью атмосферы планеты ученые встречались и при других великих противостояниях (1924, 1939 и 1956 гг.). особенно сильные помутнения наблюдались во время великого противостояния в 1956 году, когда коэффициент прозрачности атмосферы уменьшился в три раза и было отмечено даже полное исчезновение южной полярной шапки.
Когда станции «Марс - 2» и «Марс - 3» вышли на орбиту вокруг Марса, на нем бушевала пылевая буря. Два месяца вся планета была закрыта плотными облаками пыли, поднятой с поверхности. Пылевая буря значительно осложнила фотографирование планеты и некоторые научные измерения. Однако изображения диска Марса, полученные с помощью фотоаппаратуры, существенно дополнили информацию о Марсе. Впервые сфотографирован Марс в фазах, не наблюдаемых с Земли. Переданные с борта станции изображения дополнили информацию о поверхности, структуре атмосферы и фигуры планеты. Проведенные измерения показали, что высота этих облаков составляет около 10 км. над средним уровнем поверхности. Над более высокими областями слой облаков был 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 улучшается, как показали измерения, по мере увеличения длины волны. Это указывает на значительную долю очень мелких пылевых частиц (размером около одного микрона) в облаках. Такие частицы должны оседать очень медленно, что согласуется с общей продолжительностью пылевой бури. Однако снимки «Маринер - 9» показывали быстрое увеличение прозрачности в конце декабря. Оно было неполным, но а десять суток видимость существенно улучшилась. Чтобы это объяснить, надо предположить в облаках некоторую долю быстро оседающих частиц сравнительно большого размера. В общем в марсианских облаках в период бури, видимо, содержались частицы разных размеров, причем соотношение их менялось во времени. Многие данные указывают так или иначе на увеличение прозрачности с длиной волны. 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 ее непрозрачности для инфракрасных лучей.
В чем же состоит причина, порождающая столь сильные ветры? Атмосфера Марса, как уже говорилось, очень разряжена и прозрачна. Днем Солнце сильно нагревает поверхность планеты, а ночью Марс быстро остывает. Эти резкие перепады температур приводят к большому перепаду давлений, что и вызывает столь сильные ветры, что по сравнению с ними земные бури можно считать легким бризом. Это одна сторона ответа на вопрос.
Другая причина, вероятно, состоит в том, что во время великих противостояний Марса планета находится перигелии своей орбиты, поэтому Солнце сильнее нагревает марсианскую поверхность, а стало быть, перепад температур намного больше, чем в другие периоды противостояний.
Наблюдаемые облака в атмосфере Марса разделяются на желтые, синие и белые. Желтые облака появляются в нижних слоях атмосферы на высоте примерно 5 км. и ниже. Они состоят, вероятно, из мелкой пыли, например из частиц гидрата железа.
Синие облака (фиолетовая дымка) наблюдается на больших высотах, вблизи линии терминатора, на утреннем и вечернем краях диска. Учитывая химический состав атмосферы и наиболее вероятный ход изменения температуры и давления с высотой, можно предположить, что эти облака образуют кристаллики льда.
Белые облака, по-видимому, имеют ту же природу, что и синие, но состоят из более крупных кристалликов льда. Эти облака нередко располагаются над светлыми районами, вблизи их границ с темными районами.
В циркуляции атмосферы преобладают ламинарные течения. Весной направление движения облаков преимущественно западное, а летом – восточное. Весной образование облаков связано с таянием полярных шапок, летом – с процессами в темных областях. Часто наблюдаются утренние и вечерние туманы небольшой плотности.
Измерения инфракрасными спектрометрами в диапазоне отраженного (1,9 – 6 мкм.) и собственного (4 – 14,7 мкм.) излучения планеты позволили получить некоторые сведения о составе нижней атмосферы Марса. В частности, зарегистрированы полосы поглощения твердой углекислоты и льда. Учитывая данные температурных измерений, можно предположить, что в экваториальных областях кристаллы льда в виде тумана находятся в атмосфере, а углекислота – на поверхности в полярных областях. Инфракрасный радиометр «Маринера - 7» зарегистрировал у южной полярной шапки минимальную температуру –160° С, а среднюю – 118° С, что примерно соответствует температуре замерзания углекислоты при том атмосферном давлении, которое существует у поверхности Марса. Методом радиопросвечивания удалось установить давление атмосферы у поверхности в различных областях. Так, при заходе «Маринера - 6» за диск планеты радиопросвечивание показало, что атмосферное давление у поверхности, в области меридиана Синус, составляет 6,5 мбар.
Напомним в этой связи, что давление в земной атмосфере на уровне моря принимается равным 1013 мбар. Учитывая, что было зарегистрировано минимальное давление у поверхности 3,5 мбар. и максимальное 9 мбар., и принимая во внимание характер рельефа поверхности, можно с достаточным основанием полагать, что среднему уровню поверхности соответствует давление 6 мбар.
Инфракрасные фотометры станций «Марс – 2» и «Марс – 3» показали, что на среднем уровне давление на Марсе составляет 5,5 – 6 мбар. (около 4 – 4,5 миллиметров ртутного столба), что примерно в 200 раз меньше, чем на Земле.
Содержание водяного пара не превышало пяти микрон осажденной воды – в тысячи раз меньше, чем в земной атмосфере. Если бы всю воду, содержащуюся в атмосфере Марса, равномерно распределить по поверхности его, то образовался бы слой чуть тоньше человеческого волоса. Вблизи поверхности атмосфера состоит в основном из углекислого газа. На высоте около 100 км. под действием солнечного ультрафиолетового излучения углекислые газ распадается на молекулу угарного газа и атом кислорода. Такой же процесс распада водяного пара приводит к появлению атомов водорода. Поэтому на высотах 300 – 400 км. атмосфера в основном атомарно-водородной. Следы кислорода наблюдаются вплоть до высоты 700-800 км.
Температура верхней атмосферы в области высот от 100 до 200 км. возрастает, а выше остается постоянной. Примерно такая же картина наблюдается и в верхних атмосферах Земли и Венеры. Как это ни странно, верхняя атмосфера Марса больше похожа на верхнюю атмосферу Венеры, нежели на земную.
Марсианские сутки.
Наблюдая за диском Марса в телескоп в течение достаточно продолжительного времени, например, на протяжении всей ночи, можно заметить, как детали его поверхности одна за другой появляются из-за диска, постепенно движутся к противоположному краю, а затем скрываются. Ясно, что это происходит вследствие вращения Марса, которое подобно суточному вращению земного шара и приводит к смене дня и ночи. Из наблюдений было определено, что период вращения Марса составляет 24 часа, 37 минут 23 секунды, что на 37 минут 22,7 секунды больше периода вращения Земли. Последнее означает, что за одни земные сутки Марс «недоворачивается» до полного оборота на 9 градусов, и земной наблюдатель увидит данную деталь планеты в том же расположении на диске только через 40 земных суток (9° * 40=360°). Поскольку период вращения Марса близок к земному, то получается, что каждую ночь с Земли можно обозревать одно и то же полушарие Марса, которое лишь медленно и постепенно сменяется другим. Чтобы в течение суток полностью осмотреть поверхность Марса, надо наблюдение производить в обсерваториях, расположенных на разной географической долготе. Так, например, если в Ташкенте полдень, а в обсерватории Маунт Вилсон (США) царит глубокая ночь, то наблюдая с этих обсерваторий Марс, можно за сутки осмотреть всю его поверхность. Смена дня и ночи сопровождается явлениями, аналогичными земным. В средних широтах Солнце восходит и заходит, двигаясь под углом к горизонту. Поэтому переход от одного времени суток к другому сопровождается сумерками, когда поверхность освещается косыми лучами низкостоящего Солнца. В тропиках и на экваторе Солнце поднимается и опускается почти отвесно. Здесь так же, как и на одноименных широтах Земли, день и ночь сменяют друг друга резким переходом от света к темноте.
Времена года на Марсе.
Из школьного курса географии и астрономии мы знаем, что смена времен года на Земле происходит не потому, что Земля подходит ближе к Солнцу или удаляется от него, а от того, что земной экватор наклонен к плоскости земной орбиты под углом 23,5 градуса. Из этого следует, что земная ось располагается не перпендикулярно, а наклонно.
При движении Земли вокруг Солнца направление земной оси не изменяется. Она все время направлена своим северным концом на Полярную звезду. Поэтому, двигаясь вокруг Солнца, Земля поворачивает к наблюдателю как северное, так и южное свое полушарие.
Аналогичная картина происходит и на Марсе (см. рис. 2). В разных полушариях его одновременно бывают противоположные времена года. Когда в северном полушарии лето, в южном – зима. Если в северном полушарии осень, то в южном – весна. И это потому, что наклон экватора Марса к плоскости его орбиты примерно такой же, как и у Земли, он равен 24°46’. Это и вызывает сезонные изменения на Марсе.
Известно, что от высоты Солнца над горизонтом зависит количество тепла, падающего на данную поверхность. И чем выше поднимается Солнце над горизонтом, тем сильнее оно греет. Разной высотой Солнца над различными местами земного шара объясняется то, что на Земле имеются различные тепловые климатические пояса: жаркий (тропический), два умеренных и два холодных. Кроме того, в каждом году бывают холодные и теплые сезоны. То же самое имеет место и на Марсе. Так же, как и на Земле, происходит четкая смена времен марсианского года и сезонов. За холодной, суровой зимой следует прохладная весна, потом более теплое лето, которое сменяется прохладной осенью. После нее опять наступает холодная зима с ее короткими днями и длинными ночами. Результаты такой смены сезонов хорошо видны в телескоп по таянию полярных шапок. Однако существенная разница тут в том, что орбита Марса лежит от Солнца дальше, чем земная, а скорость движения его по орбите меньше, чем нашей планеты. Поэтому годовой путь у Марса длиннее. Это ведет к тому, что продолжительность оборота Марса вокруг Солнца почти вдвое больше, чем Земли: она составляет 687 земных суток. Своих же «марсианских» суток, которые намного длиннее земных, год Марса содержит 669. Таким образом, марсианский год почти в два раза (а точнее в 1,88) продолжительнее земного.
В летний для северного полушария Земли период (в июле) наша планета более всего удалена от Солнца (152 млн. км.), а в зимний (январь) – менее (147 млн. км.). Разница в 5 млн. км. – незначительная, а поэтому лето в северном и южном полушариях почти одинаково теплое. То же самое можно сказать и о зимних периодах. Но поскольку эксцетриситет Марса больше, то удаление его от Солнца в перигелии составляет 206,7 млн. км., а в афелии – 249, 1 млн. км. В следствие этого Марс в афелии получает солнечной энергии в полтора раза меньше, чем в перигелии. А поэтому климат в северном и южном полушариях весьма различен. Он резко континентальный. Даже на экваторе после жаркого дня, ночью, могут быть заморозки. Перигелийную половину орбиты Марс проходит быстрее афелийной. Поэтому лето в южном полушарии, приходящееся на перигелийный период, более короткое, чем в северном полушарии, и более теплое, а зима и суровее. Из-за значительного эксцентриситета орбиты Марса длительность сезонов в разных полушариях значительно различается (табл. 1).
Таблица 1
| Полушарие |
Продолжительность сезона |
||
| северное |
южное |
земных сеток |
марс. суток |
| Весна Лето Осень Зима |
Осень Зима Весна Лето |
199 182 381 146 160 306 |
194 177 371 142 156 298 |
| 687 |
669 |
||
В зависимости от сезона меняется и продолжительность дня и ночи. В полярных широтах длинный день, продолжающийся почти целый земной год, сменяется столь же долгой ночью. В средних широтах короткие зимние дни увеличиваются с приближением весны и лета и вновь уменьшаются после летнего солнцестояния.
Времена года на Марсе хорошо прослеживаются по его полярным шапкам.
Полярные шапки.
Северный и южный полюсы Марса прикрывают яркие светлые образования, которые по аналогии с земными названы «полярными шапками».
Белый покров в северном полушарии к концу зимы распространяется до широт 50 – 60° и его диаметр достигает от 4000 – 6000 км., а летом сокращается со скоростью 10 – 12 (иногда до 100) км. за сутки до диаметра 700 – 1500 км. Южная шапка тает больше, и в некоторые годы исчезает полностью, что объясняется эксцентричностью орбиты Марса. Вокруг тающей шапки образуется темная кайма, прилегающие к ней детали приобретают ясные очертания, и эта волна улучшения видимости движется к экватору со средней скоростью до 35 км. в сутки, а концу лета заходит даже за экватор до 25° широты другого полушария. Все это очень похоже на то, что происходит на Земле. Наблюдая, например, длительное время Землю с Луны, можно увидеть аналогичную картину. И вполне естественно возникла гипотеза, что полярные шапки Марса состоят из снега или льда. Однако это предположение не единственно возможное. О природе полярных шапок было высказано несколько гипотез.
Некоторые ученые считали, что это облачный покров или туманы. Другие доказывали, что это соляной покров, и в качестве примера указывали на соль, которая на поверхности земных солончаков образует обширные светлые покровы. Большинство же ученых связывало эти шапки со слоем твердой углекислоты – вещества, всем известного под названием «сухой лед». Эта гипотеза получила сравнительно широкое распространение, поскольку она соответствовала данным спектральных исследований, с помощью которых было установлено наличие в атмосфере Марса углекислого газа.
Что изумило ученых, анализировавших фотографии в южной полярной шапки, так это видимая толщина белого покрова, достигающая 80 см. Они считают, что это почти наверняка замерзшая углекислота, поскольку в атмосфере Марса нет достаточного количества воды для столь обширных залежей снега или льда. В пользу такого предположения говорят и температурные измерения. Так, инфракрасный радиометр «Маринера - 7» зарегистрировал у южной полярной шапки минимальную температуру –160°С, а среднюю –118°С, что примерно соответствует температуре замерзания углекислоты при том атмосферное давление, которое существует у поверхности Марса.
Однако по многолетним наблюдениям с Земли установлено, что вещество полярных шапок полностью не исчезает даже при температурах, близких к нулю. Поэтому скорее всего полярные шапки включают в себя как затверденевшую углекислоту, так и небольшое количество замерзшей воды. Не исключено, что под полярными шапками (в слое вечной мерзлоты) имеется также лед.
По данным «Марса - 3», температура поверхности северной полярной шапки составляет –110°С.
Наблюдения южной полярной шапки с борта автоматических станций – спутников Марса показали, что в течении лета она не растаяла. Это означает, что она не может состоять только из углекислоты. Согласно расчетам, скорость испарения углекислоты в условиях марсианского лета на столько высока, что к концу лета она должна исчезнуть полностью. Скорость же испарения водяного льда, напротив, достаточно низка, и он может частично сохраняться. Это позволяет сделать вывод, что южная полярная шапка состоит из остатков льда, покрытого слоем углекислоты. В течении каждого марсианского лета углекислота испаряется, обнажая ледяной слой (рис. 3).
Поскольку времена года тесно связаны с климатом планеты, рассмотрим вкратце и этот вопрос.
Климат Марса.
На нем значительно холоднее, чем на Земле. И это не удивительно. Во-первых, пот
Во-вторых, как уже было сказано выше, среднее атмосферное давление у поверхности планеты не превышает 6 мбар., то есть соответствует давлению земной атмосферы на высоте 35 – 40 км. над поверхностью Земли. А так как на этой высоте в земной атмосфере свирепствует жесточайший мороз, то можно сказать, что и на поверхности Марса существуют аналогичные условия.
Сплошных облачных образований, которые мы наблюдаем на Земле, на Марсе нет. В любом районе почти всегда безоблачно. Лишь изредка можно увидеть облака, состоящие, вероятно, из ледяных кристаллов. Они образуются в результате конденсации водяных паров, плавающих в атмосфере. Поэтому марсианская атмосфера очень сухая. Правда, на Марсе часты легкие туманы, возникающие на короткий срок и, главным образом, в утренние часы. Когда же воздух прогреется солнечными лучами, они рассеиваются. Эти марсианские туманы напоминают ту морозную мглу, которая временами появляется в земной атмосфере в морозное утреннее время, а с потеплением рассеивается.
На Марсе, так же как и на Земле, имеются климатические пояса. Правда, температурные колебания в них значительно больше, чем на Земле. Ведь на Марсе нет в таком изобилии, как на Земле, водяных паров и океанов, этих мощных аккумуляторов тепла, регулирующих климат планеты путем накопления и выделения тепла при смене сезонов. В ряду разряженности атмосферы Марс не может эффективно задерживать тепло, полученное его поверхностью в течении дня и, в следствие этого, огромное количество тепла ночью улетучивается в космическое пространство. Поэтому для Марса характерны резкие колебания температуры в течении суток. Если днем на экваторе температура поверхности может достигать +30°С, то ночью она падает до –100°С и более. Среднегодовая температура для всей поверхности Марса на 50 – 60°С ниже, чем на Земле. Для сравнения укажем, что на Земле оно около +10°С. полдень в районе экватора, где Солнце стоит в зените, поверхность нагревается достаточно сильно. С приближением же Солнца к горизонту температура быстро снижается и к закату светила доходит до нуля градусов. Ночью мороз крепчает, и к восходу Солнца температура достигает –100°С. И это в самом теплом, экваториальном поясе! В умеренном же поясе зимой температура днем и ночью держится на очень низком уровне –60-80°С. В полярных же областях, где летом Солнце совсем не заходит в течении нескольких месяцев, температура непрерывно держится в пределах от 0 до +10°С. Как раз в это время наблюдается быстрое разрушения светлого полярного покрова.
В следствие прецессии ось вращения Марса имеет свое положение в пространстве и каждые 25 тыс. лет ориентируется таким образом, что ни одна из полярных шапок в перигелии не обращена в сторону Солнца. В такие периоды на Марсе могут возникать климатические условия, при которых происходит таяние вечной мерзлоты. Оно, как предполагают, сопровождается кратковременными ливневыми дождями, которые могут вызывать эрозионные процессы (рис. 4).
Анализируя фотографии полярных областей Марса, сделанные автоматическими станциями с близкого расстояния, ученые высказывают предположения о том, что на Марсе, возможно, наступил ледниковый период. Южная полярная шапка в перигелии марсианской орбиты обращена в сторону Солнца, и здесь холодные зимы сменяются жарким летом. В районе северной полярной шапки температурные контрасты зимы и лета несколько смягчены. Заметим, что в виду значительного эксцентриситета орбиты Марса разность солнечной постоянной в перигелии и офелии орбиты составляет около 40%.
Как это ни парадоксально, но на Марсе самыми теплыми являются полярные районы летнего полушария, где за длительное летнее полугодие незаходящее Солнце успевает нагреть верхний слой грунта выше средних дневных температур по диску планеты. Поэтому в летнем полушарии температура вдоль меридиана меняется незначительно, и ветры не очень сильны. В зимнем же полушарии, напротив, температура резко падает от экватора к зимней полярной шапки.
Из-за большого перепада температуры в зимнем полушарии Марса дуют сильные ветры. По расчетам ученых, на высоте 12 км. их скорость может достичь 170 м./с. Вследствие этого в атмосфере развивается активная циклоническая и антициклоническая деятельность. Однако дожди или снег в нашем «земном» понимании вряд ли сопровождают марсианские циклоны. И это потому, что в марсианской атмосфере мало воды. Поэтому очень редко образуются в атмосфере Марса и облака. Только утром и вечером в умеренных широтах можно наблюдать облака, напоминающие дымку. Таким образом, на Марсе, если, конечно, нет пыльных бурь, всегда стоит прекрасная погода. И видимость там на много лучше, чем на Земле, из-за малого рассеивания света на частицах пыли в воздухе. Особенно хорошая видимость в летнем полушарии, где ветры заметно слабее и пыли меньше. Космическими аппаратами зафиксировано сильное отражение от поверхности планеты солнечной ультрафиолетовой радиации. Слой озона земной атмосферы задерживает это губительное для жизни излучение. На Марсе такой «защиты» нет. А это имеет важное значение для органической жизни.
Жизнь на Марсе.
Вряд ли какая-нибудь другая планета Солнечной системы возбуждала столько надежд среди тех, кто искал жизнь на других небесных телах! Начиная с 70-х годов ХIX века, вопрос – «Есть ли жизнь на Марсе?» - кочует по страницам как научно-фантастических, популярных, так и научных книг. И объясняется это не только близостью этой планеты, сколько сравнительно легкой доступностью ее для обозрения с помощью даже не очень сильных телескопов (благодаря прозрачности ее атмосферы).
До какой степени в начале даже нашего века было модным и всеобщим предположение о вероятности разумной жизни на Марсе, свидетельствует сенсация, сообщенная астрономом В. Пикерингом 8 декабря 1900 года из Ловелской обсерватории (Дунлас). В посланной им телеграмме, молниеносно облетевшей весь мир, он сообщил, что северном краю Икарийского моря на Марсе в продолжение 70 минут был виден яркий выступ. Совершенно серьезно обсуждался вопрос о «сигнальных огнях» жителей Марса.
Наличие атмосферы, не слишком суровый климат, таинственные каналы – не свидетельствует ли все это о том, что на Марсе когда-то была высокоразвитая цивилизация! Не исключено, что на этой загадочной во многом планете, издавна волнующей человеческое воображение возможностью существования жизни, люди могут встретить ее в самом неожиданном виде. И совершенно справедливо замечают по этому вопросу некоторые ученые, что если на Марсе будут найдены жилые организмы, то без преувеличения можно сказать, что их изучение станет биологической связью землян с инопланетной жизненной формой. И нет сомнений в том, что земное человечество сможет оказать весьма существенное влияние на дальнейшее ее развитие. Однако сложность решения этой проблемы заключается нее столько в посылке на Марс космических аппаратов и доставке специальных приборов на его поверхность, сколько в том, по каким признакам мы должны судить о наличии или отсутствии жизни на планете. В настоящее время мы еще не имеем достаточно надежного метода, позволяющего различать формы «на грани жизни» от отсутствия каких-либо ее признаков, но можно различить три большие группы вопросов.
Во-первых, вопросы, связанные с тем, имеют ли исследуемые планеты химические соединения, подобные аминокислотам и белкам;
Во-вторых, вопросы, связанные с тем, имеет ли место обмен веществ – поглощаются ли питательные вещества зеленого типа существующими формами жизни в химических реакциях, которые характерны для земной жизни;
В-третьих, вопросы, связанные с тем, какими средствами могут быть обнаружены формы жизни (животные), остатки жизненных форм (ископаемые) или искусственные сооружения.
Ни один из этих вопросов не является окончательным, так как все они допускают, что жизнь на Марсе подобна земной. Тем не менее мы вынуждены пока исходить именно из этого предположения, беря за основу три отличительных признака жизни: обмен веществ, размножение и эволюция. Эти признаки универсальны для всех живых организмов на Земле. С этой точки зрения чрезвычайно важной проблемой является изучение физических условий на Марсе с целью определения, насколько они благоприятны для протекания биологических процессов. По мнению учены, полученные данные не исключают возможности жизни на Марсе. Измерения, проведенные с помощью ультрафиолетового спектрометра, показали, что формы жизни на Марсе, если они существуют, должны были выработать механизм защиты от этого излучения.
С этой точки зрения большое значение придаются углекислоте, которая может защитить от ультрафиолетового излучения. Койпер и Юри считают, что Марс в прошлом мог быть теплее и иметь более мощную и влажную атмосферу. Ее облачный покров удерживал температурные колебания на значительно более низком уровне, чем сейчас. В результате фотолиза водяного пара в атмосфере появился кислород. В этих условиях начала развиваться растительная жизнь, а после возникновения фотосинтеза появились дополнительные источники кислорода. Однако вследствие относительно малой массы планеты кислород мог улетучиться в космическое пространство. Окисление железа на поверхности могло ускорить потерю кислорода и, вполне возможно, что это так и было, потому что поверхность Марса имеет характерную оранжевую окраску. В результате длительного процесса постепенно образовалась тонкая, сухая и холодная атмосфера. Процесс этот сопровождался увеличением интенсивности ультрафиолетового и рентгеновского излучения и потока солнечных протонов на поверхность. Это создало суровые физические условия, к котрым любая возникшая растительность должна была приспособиться.
В лаборатории космической биологии Института цитологии Академии наук СССР уже в течение ряда лет проводятся исследования по определению границ жизни. Для этого создана специальная камера – «фотостат». В нем иммитируются физические условия, существующие на Марсе. Эксперименты показали, что некоторые формы микроорганизмов и простейших способны выживать в «марсианских условиях» довольно длительное время, а ряд микроорганизмов - даже размножаться. К их числу относятся микроорганизмы, выделенные из почв Антарктиды. Таким образом доказано, что многим живым существам присущ большой «запас прочности», позволяющий им переносить крайне суровые условия, в том числе сходные с марсианскими. Это дает возможность предположить наличие существования на Марсе микроорганизмов, близких по своей природе к земным.
Ф. Солсбери придерживается мнения, что проявления жизни на Марсе могут наблюдаться телескопически, то эта жизнь должна удовлетворять следующим пяти критериям:
1. Она должна образовать сообщества, занимающие большие площади, видимые с Земли.
2. Ее окраска должна соответствовать наблюдаемой и должна реагировать на изменение температуры и влажности.
3. Она должна быть ответственна на наблюдаемые быстрые изменения размеров и формы темных областей и быть способной быстро возобновляться после пылевых заносов.
4. Она должна проявлять эти свойства в суровых условиях Марса.
5. Удовлетворять определенным основным принципам экологии, таким, как кругооборот элементов, свойственный нашей планете.
На основаниях этих условий Ф. Солсбери считает маловероятным, чтобы какие-либо из низших форм жизни могли удовлетворять критериям 1,2 и 3. Лишайники, например, найденные в Сахаре и Антарктиде, удовлетворяют критерию 4 лучше любого другого известного земного организма. Однако они не могут удовлетворять остальным критериям. Ведь они не имеют сезонных изменений цвета, растут крайне медленно, форма и высота их таковы, что они не могут легко пробираться сквозь слой пыли, поэтому в атмосфере, имеющей столь низкую влажность, они едва ли могут образовать колонии, видимые с Земли. Стало быть более вероятно существование на Марсе высшей растительности, ибо она удовлетворяет всем этим критериям, за исключением четвертого. Возможно также наличие некоторых видоизмененных форм растительности с пигментом, способным экранировать ее от сильного ультрафиолетового облучения. Этот пигмент может поглощать солнечное излучение, что позволяет растительности удерживать тепло. Несмотря на крайнюю сухость и отсутствие кислорода, у марсианской растительности может осуществляться либо земной цикл фотосинтеза, либо какой-то иной биохимический процесс с участием других элементов. Подобными исследованиями занимался и на это указывал основатель астробиологии советский ученый Гавриил Адрианович Тихов. Он пришел к выводу, что марсианская растительность действительно сильно напоминает арктическую флору Земли. И если в окрестностях Верхоянска и Оймякона – самом холодном районе Северного полушария – произрастает около двухсот видов растений, то почему бы аналогичным растениям не расти на Марсе?! Г. А. Тихов показал, что если преобладающим цветом земной растительности является зеленый, то марсианская флора должна быть голубого и темно-голубого цвета. Почему? Дело в том, что в более суровых, чем на Земле, марсианских условиях растения будут поглощать более теплые лучи и отражать более холодные – синие и фиолетовые.
Наиболее благоприятным фактором, ограничивающим возможность существования жизни на Марсе, следует признать чрезвычайно малое содержание воды в атмосфере и полное ее отсутствие, по крайней мере, в жидком виде - на поверхности.
Водоемы диаметром более 300 м. исключаются совершенно, так как в противном случае при прозрачной атмосфере планеты наблюдались бы яркие блики Солнца. Однако это вовсе не означает, что под поверхностью Марса также нет воды. Ведь не исключено, что значительная часть первоначального запаса воды на Марсе могла превратиться в подпочвенный лед и таким путем избежать диффузии в космос. Такого мнения придерживаются ученые Ю. Давыдов, К. Саган, Д. Лидерберг и другие. В некоторых случаях (вблизи горячих источников, очагов вулканической деятельности) этот подпочвенный лед может таять и увлажнять поверхность, тем самым создавая благоприятные условия для развития жизни.
Есть все основания предполагать, - утверждает советский планетолог В. Дерпгольц, - что подповерхностные марсианские воды более обильны, чем подземные, так как Марс находится дальше от Солнца, и, хотя атмосфера его уже была неплотная при возникновении планеты, в ней должно было сохраниться больше воды, чем на Земле. Этому в дальнейшем способствовала и мерзлотная покрышка марсианских пород… Свободной воды в атмосфере и на поверхности этой планеты мало. Но связанная вода, содержащаяся в породах Марса, по-видимому, весьма обильна – она может составлять одну треть их веса. Довольно уверенно можно предположить, что породы, покрывающие поверхность Марса, близки к гидрату оксида железа, так называемому лимониту, в состав которого входит приблизительно 34% воды. Эту воду можно получить из породы, если ее сильно нагревать…
Чтобы ответить на вопрос, могла ли возникнуть жизнь на Марсе, надо исследовать марсианские условия, выяснить, какой путь прошла планета. Если, скажем, будет установлено, что на Марсе когда-то существовали океаны, то значит и возможность возникновения жизни станет весьма вероятной. Известно, что для образования сложных органических соединений необходимо присутствие азота. А его в марсианской атмосфере меньше пяти процентов. Но если его сейчас практически нет, то был ли он ранее?
Точно так дело обстоит и с кислородом. Пока что на Марсе он вообще не обнаружен. Но и на Земле живут анаэробные микроорганизмы, которые обходятся без него, больше того, есть даже микробы, которые погибают от этого «живительного» газа.
Одно из самых неблагоприятных обстоятельств заключается в том, что слабая атмосфера Марса не в силах удержать мощное ультрафиолетовое излучение Солнца, которое там достигает поверхности планеты. А известно, что для земных форм жизни воздействие такого облучения губительно. И если бы не слой озона, имеющийся в земной атмосфере, который поглощает большую часть ультрафиолетового излучения Солнца, вполне вероятно, что и на нашей планете жизни, подобной земной, не было бы.
Правда, не следует забывать о способности живых организмов приспосабливаться к внешним условиям. Ведь и на нашей планете нет практически ни одного стерильного места: во льдах Антарктиды и в пекле Сахары, в глубинах мирового океана и на исполинских вершинах гор – всюду мы находим простейшие живые организмы. Они даже живут в атомных котлах!
Фотоснимки Марса, сделанные с борта автоматических станций, не дали прямых доказательств существования жизни на нем. Обилие же кратеров и отсутствие тектонических структур, подобных земным, свидетельствует, что на Марсе очень давно нет океанов, сравнимых по размеру с земными, а скорее всего их никогда и не было. И все же, не смотря на это, многие ученые предпочитают не спешить с окончательными выводами по этому вопросу. Ибо наличие на Марсе элементов рельефа, происхождение которых может быть объяснено только воздействием жидкостной эрозии, признаки присутствия льда в южной полярной области, утечка водяных паров из атмосферы – все это позволяет предположить возможность жизни на Марсе.
Противостояния Марса.
Двигаясь по орбите, Земля, имея бо’льшую, чем Марс, скорость, пробегает свой более короткий путь быстрее и поэтому время от времени она как бы догоняет Марс, чтобы затем его перегнать. Когда это случается, то Солнце, Земля и Марс выходят на одну прямую линию. Такое расположение их называется противостоянием, потому что в это время для того, кто смотрит с Земли, Марс виден в точке неба, как раз противоположной Солнцу (рис. 5).
Противостояния Марса по отношению к Земле происходят в среднем с интервалом 780 суток (средний синодический период обращения обеих планет). Если бы орбиты планет были концентрическими окружностями, лежащими в одной плоскости, и имели бы общий центр в центре Солнца, все противостояния Марса были бы всегда одинаковыми. Но эллиптичность планетных орбит и тот факт, что они лежат в разных плоскостях, нарушают эту воображаемую стройную картину. Поэтому одно противостояние отличается от другого. Бывает, что во время противостояния Марс удален от Земли почти на 100 млн. км., а при самых благоприятных из них дистанция Земля – Марс сокращается до 56 млн. км. Такие противостояния называются великими. Поскольку действительный синодический период отличается от среднего синодического периода на величину до 20 суток, великие противостояния повторяются через 15 – 17 лет, хотя обе планеты встречаются регулярно через 780 суток в разных частях своих орбит. Поскольку во время великих противостояний Марс ближе всего подходит к Земле и находится на расстоянии примерно 56 млн. км., то в это время представляется наилучшая возможность для астрофизических наблюдений Марса. Последнее такое противостояние произошло 10 августа 1971 года. Но сближение двух планет до минимального расстояния (из-за эксцентричности их орбит) было не в день великого противостояния, а двумя днями позже. 12 августа расстояние Земля – Марс было минимальным – 56,2 млн. км. В это время видимый с Земли поперечник Марса увеличился до 25 секунд дуги, а блеск достиг 2,6 звездной величины (для сравнения укажем, что ярчайшая из звезд Сириус имеет блеск 1,4 звездной величины). Хотя само противостояние, строго говоря, происходит только в какой-то один конкретный момент времени, Марс удобно наблюдать и до и после противостояния (примерно в продолжение двух-трех месяцев).
Преимущества великих противостояний состоят не только в том, что Марс близко подходит к Земле, но и в том, что они происходят в августе и в сентябре, когда условия наблюдения за Марсом наиболее благоприятные. Не менее важно еще и то, что в этот период Марс остается сравнительно недалеко от Земли в течение нескольких месяцев. Поэтому неудивительно, что именно годы великих противостояний всегда были наиболее плодотворыми в отношении новых открытий, касающихся Марса. Именно в эти периоды или в самые близкие к ним годы были открыты на Марсе «моря» и «материки» (в 1836 году итальянским астрономом Фонтана), полярные шапки (в 1716 году астрономом Моральди), знаменитые каналы и оазисы (в 1877 году итальянскими астрономами Секки и Скиапарелли). В том же году американский ученый Холл открыл два спутника Марса. В периоды великих противостояний были зафиксированы сезонные изменения цвета на поверхности планеты (1892 год), пылевые бури (1909 год). В результате наблюдений Марса в период великого противостояния 1956 года удалось зафиксировать значительные измениия в его атмосфере и на поверхности – сильные пылевые бури и туманы. Атмосфера Марса была очень непрозрачной и заполнена мглой. Несмотря на это, ученые отметили изменения интенсивности темных и светлых деталей на поверхности планеты. Во время великого противостояния Марс располагается таким образом, что к Солнцу и к Земле обращено его южное полушарие. В это время в северном полушарии Марса всегда бывает осень, а в южном – весна. Поэтому бо’льшая часть добытых сведений о Марсе получена из исследований южного полушария.
Фобос и Деймос.
У спутников Марса довольно любопытная история. Впервые о них упомянул ирландский сатирик Джонатан Свифт на страницах своего фантастического романа – памфлета «Путешествие Гулливера» еще в 1726 году. Вот что он писал: «…Это преимущество в телескопах позволяло им в своих открытиях оставить далеко позади наших европейских астрономов. Так, ими составлен каталог десяти тысяч неподвижных звезд. Между тем, как самый обширный из наших каталогов (имеется ввиду европейский – Н. В.) содержит не больше одной трети этого числа. Кроме того, они открыли две маленькие звезды или спутника, обращающихся около Марса, из которых ближайший к Марсу удален от центра этой планеты на расстояние, равное трем диаметрам Марса; более далекий находится от нее на расстоянии пяти таких же диаметров. Первый совершает свое обращение в течении десяти часов, а второй – в течении двадцати одного с половиной часа. Так что квадраты времен их обращения почти пропорциональны кубам их расстояния от центра Марса, каковое обстоятельство с очевидностью показывает, что означенные спутники управляются тем самым законом тяготения, которым подчиняются другие небесные тела…»
Это было написано Д. Свифтом в тот период, когда И. Ньютон открыл закон всемирного тяготения, управляющий движением небесных тел, и его теория тяготения волновала всех мыслящих людей. О двух спутниках Марса писал несколькими годами позже Д. Свифта и великий Вольтер в своем «Микромегасе» (1752г.): «Человек ростом более чем 30 км., который прибыл с одной из планет Сириуса, и вместе с жителем Сатурна, сущим «карликом» - ростом не более полутора километров, - решил исследователь Солнечную систему. Их пребывание на Марсе было весьма кратковременным, поскольку он оказался для них слишком маленьким. Но, подобно Гулливеру, они обнаружили, что у Марса есть два спутника.»
Действительное открытие спутников Марса принадлежит астроному Асафу Холлу. Наблюдая Марс в год великого противостояния (11 августа 1877 года), А. Холл обнаружил около яркого диска планеты слабосветящуюся звездочку. Следующие ночи были облачные, но 16 августа вновь была хорошая видимость, и он невдалеке от ранее наблюдаемой звездочки увидел вторую такую же звездочку. Обе они двигались вокруг Марса в плоскости его экватора. По традиции А. Холл дал им имена двух сыновей римского бога войны Арес (Марса), сопровождавших его в битвах во время Троянской войны, - Фобоса и Деймоса (Страх и Ужас). Ближайший к Марсу Фобос движется по почти круговой орбите, на расстоянии около 9380 км. от поверхности планеты. Он совершает оборот вокруг нее за 7 ч. 39 мин. 13 с., т. е. в три с лишним раза быстрее периода осевого вращения самой планеты. Если учесть, что сутки на Марсе длятся 24 ч. 37 мин., то Фобос успевает почти три раза обежать вокруг планеты, пока сама она сделает только один оборот. Это, кстати, единственный случай, известный в астрономии, когда естественный спутник обращается быстрее, чем вращается сама планета. За час Фобос перемещается на 33 градуса. Так как направление движения у спутника и планеты одно и то же, то наблюдатель, находящийся на Марсе, будет видеть его стремительно движущимся навстречу всему звездному хороводу и заходящим не на западе, как все светила, а на востоке.
Деймос удален от центра планеты на 23500 км. Полный оборот вокруг Марса он совершает за 30 ч. 17 мин. 17 с. Находясь на Марсе, можно наблюдать медленное его перемещение среди звезд с востока на запад каждый час на три градуса. Поэтому он от восхода и до захода около 65 часов, находится над горизонтом.
Для воображаемых жителей этих двух спутников сама планета Марс должна представляться ни с чем несравнимой, величественной и поистине великолепной картиной. С Фобоса поверхность Марса будет выглядеть в 6,7 тысяч раз больше Солнца, видимого с Земли. И это гигантское тело на небосводе Фобоса три раза в сутки будет наблюдаться через все фазы, проходимые нашей луной за месяц.
Может быть, эти спутники и не представляли бы собой особенно большого интереса, если бы они не обладали некоторыми специфическими особенностями.
Во-первых, таких маленьких Лун не имеет ни одна планета (размер Фобоса составляет 25*21 км., а Деймоса 13,5*12 км. с ошибкой измерения от 0,5 до 5 км.). Во-вторых, они очень близки к своей планете. В-третьих, Фобос и Деймос движутся по орбитам, плоскости которых лишь незначительно наклонены к плоскости экватора Марса (1,8° и 1,4° соответственно). И, наконец, американский ученый Б. Шарплесс в 1940 году заподозрил, что Фобос движется ускоренно и по спирали очень медленно приближается к Марсу. Период его обращения уменьшается примерно на одну миллионную долю секунды. По этому вопросу было высказано немало различных предположений. В 1959 году советский ученый И. Шкловский, проанализировав все предложенные гипотезы, пришел к выводу, что единственным приемлемым объяснением столь странного поведения Фобоса может быть его пустотелость. Отсюда возникла смелая гипотеза об искусственном происхождении спутников Марса. По его предположению, они созданы много миллионов лет назад разумными существами. Вероятно, на Марсе в ту далекую пору были благоприятные условия для жизни и там существовали разумные обитатели, достигшие высокого уровня культуры. И, возможно, что они – оставшиеся памятники когда существовавшей высокоразвитой цивилизации. Эта гипотеза, довольно близка к фантастики, наделала в свое время много шума.
Сравнительно недавно научный сотрудник астрономического института имени Штернберга С. Вашковьяк разработала новую аналитическую теорию движения спутников Марса, которая учитывает несферичность планеты, гравитационное влияние Солнца и взаимные возмущения Фобоса и Деймоса. Применив эту теорию к наблюдениям движения спутников Марса за 50 лет (с 1877 по 1926 гг.), С. Вашковьяк показала, что расчеты Б. Шарплесса ошибочны. Никакого ускорения Фобоса на самом деле нет. Поскольку спутники очень малы, на Марсе никогда не бывает солнечных затмений.
«Маринер - 7» сфотографировал Фобос на фоне поверхности Марса. Тщательный анализ этой фотографии показал, что Фобус имеет форму дыни и что самое любопытное – его поверхность очень темная. Она отражает всего около 6 процентов солнечного света, и потому он является самым темным телом солнечной системы.
Не исключено, что Фобос и Деймос – бывшие астероиды, когда-то захваченные Марсом и выведенные им на современные орбиты.
Небо Марса.
Еще до полета космонавтов летчики сообщали о том, что с увеличением высоты небо все более и более темнеет. Светло-голубой цвет его постепенно переходит в синий, а затем в темно-синий. Происходит это оттого, что чем выше, тем меньше плотность воздуха. А раз так, там и меньше рассеиваются голубые и синие лучи солнечного света. Из доклада первого в мире космонавта Юрия Гагарина мы узнали, что из корабля «Восток» небо казалось угольно-черным. Это же подтвердили и другие космонавты.
У поверхности Марса, как мы уже говорили, плотность газовой оболочки примерно такая же, как на высоте 30-35 км. над поверхностью Земли. Поэтому цвет марсианского неба в дневное время имеет темно-синий оттенок. Ведь характер рассеивания света газовой средой не зависит от ее химического состава и определяется размерами частиц, рассеивающих солнечные лучи. В чистом незапыленном воздухе свет рассеивают молекулы газа. Их размеры, очевидно, так же малы в марсианской атмосфере, как и в земной. На Земле рассеянный в атмосфере свет окрашивает небесный свод в голубые тона. Это происходит потому, что малые частицы рассеивают внутри газовой оболочки именно голубые лучи.
Поскольку наклонение орбиты Марса к эклиптике незначительно (всего лишь 1° 51’), то для наблюдателя, находящегося на Марсе, как и для земного, путь Солнца среди звезд проходит по тем же зодиакальным созвездиям (рис. 6). Наше дневное светило выглядит менее ярким, а диаметр его видимого диска в полтора раза меньше, чем при наблюдении с Земли. Суточное вращение небесного свода имеет почти ту же скорость, что и на земном небосводе. Но так как ориентация оси вращения Марса отлична от положения в пространстве земной оси, то вращение небесного свода происходит вокруг иной точки. Северный небесный полюс расположен в созвездии Лебедя и не отмечен на фоне моечного пути какой-либо яркой звездой. Точку полюса среди звезд можно найти в середине линии, соединяющей звезды альфа Цефея и альфа Лебедя (Денеб). Южный полюс находится в созвездии Парусов. Очертания созвездий на марсианском небе аналогичны земным.
Благодаря значительно меньшей, чем на Земле, плотности атмосферы, звезды будут выглядеть ярче, а их мерцание менее заметно. Яркие звезды, расположенные на небосводе ближе к зениту, можно увидеть даже в дневное время, конечно, при отсутствии облачности и запыленности атмосферы. Планеты на марсианском небе, так же как и на земном, будут видны в пределах зодиакальных созвездий. Поскольку орбита Земли проходит внутри орбиты Марса, то с Марса невозможно увидеть Землю в полной фазе. То же самое относится к Меркурию и Венере. Максимальное удаление Земли от Солнца не превышает 30-35°. Полоса Млечного пути на марсианском небе проходит через оба полюса мира. Находясь на одном из полюсов Марса, наблюдатель сможет увидеть в полярную ночь, как огромная арка Млечного пути, проходящая через зенит, в течение суток обращается вокруг него. А на экваторе Марса он сможет видеть, как при суточном вращении неба арка Млечного пути, будто бы закрепленная в точках севера и юга, поднимается на восточной стороне марсианского горизонта, проходит через зенит и скрывается за горизонт на западе. Одновременно на востоке появляется другая арка – вторая половина кольца Млечного пути.
Полоса Млечного пути явится хорошим ориентиром для приближенного определения сторон горизонта на Марсе. Точки, в которых середина полосы пересекает линии горизонта, – точки севера и юга.
В заключение хочется сказать, что у Марса завидная судьба – нет людей, равнодушных к нему. История его познания свидетельствует, что, как только появляется какая-либо новая гипотеза, она тотчас завоевывает себе горячих сторонников и не менее темпераментных противников. Но справедливы гипотезы или нет, – заметил известный канадский физиолог Селье, – они всегда определяли направления научных поисков.
Список использованной литературы.
1. Бакулин П. И., Кононович Э. В., Мороз В. И. «Курс общей астрономии»
2. Варваров Н. А. «Человек исследует планеты»
3. Данлог С. «Азбука звездного неба»
4. Цесеевич В. П. «Что и как наблюдать на небе»