В.А.БРО
ЭН
(.
.t •*
ft.
- - 'л
:i>4
"Л
L."
■ .
г
>*
<v.
■_ ^
■' ;■■■'
,:'\лЛ
1 '-'л '
■ "^
•*■!
'iVr^
.и
■ -Ту :Ч * V
-i "
■ "г ft.
j- "i
у-
i-
'■^,
. ■;."■*:»
*'*■*.
f "Г
■ V* J
■s I,'
■: J
6
1 ,
. * -I.
v»'
1 , v
\
ff,
^ll
I I
J.
V
i
"Hi
.- к

В. А. БРОНШТЭН
ПЛАНЕТА МАРС
Djvu*ed LdGray
ИЗДАТЕЛЬСТВО нсКАУКА»
ГЛА В ПАЯ РЕДЛ КЦИ Я
Ф ИЗИКО-М ЛТЕМ'Ш ЧЕСКОЙ ЛИ ТЕРАТУРЬЕ
М о с к 6 1 19 7?

ш
б-as
УДК 523.4
Ги/иалкв Алехсяндрссм? ЯроНиипзч
ПЛЛ'НЕТЛ МДРС
М.. !У77 Г.. £0 стр. £ 5|ЛД.
Редактор Г. С. Кцликоо
Техн. редактор Н\ Ш. Аксельрод
Корректор Е. Л. Белицкая
Сдано м наОор 5.05.1076 г. Подписано к печати 11!. 12.!№", г.
Бумага &4XJ0-9*/ц тип. S: I. Фкя. кеч. л, 3.
Ус лови, г.еч, л. 5,04. Уч.-над. д. 4„!м.
Тира?». Юй ChXi :>iu. Т-2М8&. Цена книги 17 пои.
Зу.хло St ЙИ.
Иодательстио *1 ^оука;»
J.T.'nrian род а к и и а фиаико-млтсматниеекоН литературы
117071. МосКка» Si-71, Лсни*,3|£к.-|£1 арселект. 1г>
Ордена Трудопого Красного Знамени
Лен н игр а дек вп типография Лё 2 имели Ел ген и к Соко.тоноП
Созэзполигрифирохз при Государственном ыумкгетщ
Совета Министров СССГ ио делл’м издагелъст!!,
полиграфии и книжной торговли.
1 5eih;r2. Ласнзп'рял, Д-52.
Ияма li.iioisCKuP. кооспейт, 23
©■ Гллвнля редакция
фиэи ко- и are м .ага ческой лнте.р атуры
издательства «Hi.vicui. ]'j77

ПРЕДИСЛОВИЕ
Исследование планет Солегсчиой системы, особенно
планет типа Земли, представляет большой научный ин¬
терес не только для астрономии, но и для паук о Зем¬
ле— геологии и геофизики. Если раньше изучение Марс л
было уделом одних астрономов и пелось методами на¬
земной оптической астрономии, то теперь ситуация и
корне изменилась. Исследование природ ел этой столь
популярной даже в широких кругах неспсии ал истов пла¬
неты ведется с космических аппаратов-и автоматических
межпланетных станций, работаЕощнх вблизи Марса, на
орбитах искусственных спутников Марса и на самой по¬
верхности планеты. Собран и врогшализнровап громад¬
ный материал, сделаны важнейшие но своему значению
выводы. Большая заслуга в этом принадлежит советским
учсЕштм и конструкторам.
Интерес, проявляемый к результатам исследован ее я
планеты Марс советскими людьми, требует разъяснения
этого исследования в доступной форме, что и побудило
автора написатъ настоящую книжку. Мы попытались
рассказать в ней не только о современных представде-
еепях о природе Марса, но к об истории его изучения
различными методами, о смене одних представлений дру¬
гими, о закономерности такой смены взглядов,как резуль¬
тата прогресса наших знаний и методов исследования.
Разумеется, исследование Марса продолжается.
В частности, когда писалась эта книга, в США. были за¬
пущены автоматические станции «Вики ее г». Они передали

о Марсе новую, весь:,га интересную информацию, кото¬
рую удалось отразить (уже в корректуре) в одном из
разделов книги. Знание ею стоит на месте, в особенности,
когда речь идет о наших соседях но Солнечной системе —
иллЕЕетах.
Atri'op пользуется случаем, чтобы поблагодарить док¬
тора физгшо-математическкх паук В. И. Мороза за цен¬
ные советы и замечания, сделанные им при подготовке
настоящей книжки,
В.	Л. Вропштэн

ВВЕДЕНИЕ
Веч ею загадочный Марс
Вряд ли какая-нибудь планета вызывала у людей
столько споров и дискуссий, как Марс. Спорили не толь¬
ко ученые, но и люди самых различных профессий, заня¬
тию возрастов.
Совершенствовались методы исследовании, сменили
друг друга астрономы разных поколении, изменялся и
самый характер дискуссий. В десятых-двадцатых годах
нашего века спорили главным образом о каналах Марса,
о наличгп] там разумных обитателей (марсиан). В пяти¬
десятых годах много спорили о существ ов а ее и и на Марсе
растительности и вообще органической жизни.
Какой планете посвящено наибольшее число фанта¬
стических романов, повестей, рассказов? Конечно, Мар¬
су. Фантазия писателей подогревала интерес широкой
■ публики к природе злгадочЕюй планеты. Астрономов за-
Ср ас ьт в я л и вопросами.
А они, исследователи Вселенной, проводили ночи на¬
пролет 1 за едя не с красной планетой, сначала впиваясь
в псе глазами, усиленными оптикой телескопов, затем
снимая се ееа чувстьительшае фотаплвстшЕки, стремясь
запечатлеть вид планеты и се епеютр, наконец, погляды¬
вая па [герьи самописцев, следя за сменой цифр па табло
электронных регистраторов, за работой приборов, при¬
нимающих изображения планеты от космических аппа¬
ратов.
Шли годы и десятилетия, менялись методы исследо¬
ваний, накапливались наши знания о природе краевой
планеты, на место одних загадок вставали другие, росло
число ученых, стремившихся проникнуть в тайтгы Марса.
О том, как все это происходило, и рассказывается
в этой книжке.
5

Марс как планета
Первые наблюдении Марса проводились еще до изо¬
бретения телескопа. Это были позиционные наблюдения.
Их долью было определение точных положений планеты
по отношению к звездам, Такие наблюдсЕгня проводил
еще Коперник, стараясь подкрепить ими. свою гелиоцен¬
трическую систему мира. Точность наблюдений Копер¬
ника -составляла около одной минуты дуги.
Значительно более точными были наблюдении знаме¬
нитого датского астронома Тихо Браге; их точность
доходила до 10 се sty ид дуги. За свою долгую жизнь Тихо
пронаблюдал десять противостояний Марса, накопив еsc¬
rip ер ел в ньш ряд Iнаблюдений за Т1 года. Этот ценнейший
материал попал после смерчи Тихо в самые верные
руки — в руки Иоганна Кен л ер я, прекрасно ею вычисли¬
тели, человека широких взглядов, не связывавшего себя
11 р ив til ч и ы м и в те времена представлениями о движении
пл а е ест по о к р у ж и о стн м — с а м ы м « сове р ш е н егы м » и з = в с ex.
кривых. Обработка наблюдений положений Марса, вы¬
полненных Тихо Браге, привела Кеплера к открытию
трех его знаменитых законов движения планет. Истин¬
ной формой планетных орбит оказался эллипс, а Солнце
находилось'Б идиом из фокусов этого эллипса (общем
для всех планет).
Как хорошо, что для выяснения законов движений
плЕшет и формы их орбит был выбран' hmcesho Марс, а,
скажем, не Венера, Орбита Марса имеет эксцентриситет
0,093, тогда как орбита Венеры — только 0,007, в 13 раз
меньше. Быть может, имея дело с наблюдениями ТЗенеоы
зел]s Юпитера, Кеплер не открыл бы свой первый закон,
не обнаружил бы отличия орбита планеты от ежруж-
II ости.
И все же выбор Марса не был делом случая, Наблю¬
дать Вея еру (а тем более Меркурии) очень трудно, так
как эта планета не отходит от Солнца далее 43°, наблю¬
дается на светлом небе н ее положение трудно привязы¬
вать к положениям неподнижЕштх звезд, С другой ето-
poEtsa, Юпитер п Сатурн движутся по Eic6y очень мед¬
ленно, так Kast находятся относительно далеко от Земли.
Марс же близок к Земле, сравнится ыео быстро переме¬
щается среди заезд, его можего наблюдать на фоне
аиездного неба па любых угловых расстояниях от Солп-
6

mt on описывает довольно широкие петли около эпохи
й Р О'Т' Н JLSOCTOH Ш ] Я >
Элементы орбиты Марса, пайдсЕЕньте Кеплером, мало
отличались от современных. Например, большая полуось
орбиты по Кеплеру равнялась 1,5264 астрономической
единицы (а. е.}, тогда как современное се значение
1,5237 а. е. Эксцентриситет орбит ей Марса по Ке гг л еру
равен 0,0926, а современное его значение 0,0934.
У ate из прнвсдс-Егных чисел видно, что Марс располо¬
жен от Солнца в полтора раза дальше Земли, и, значит,
получает от Солешз в 2,3 (1,522) раза меньше света и
№
Рис, ], Орбчтк Марса и Земли. Указаны год,у: противостояний
Марса.
тепл в. Расстояние Марса от'Солнца составляет в сред¬
нем 228 мл ее. км, тогда как Земля отстоит от дневного
светЕыа на 150 млн. км (рис. 1).
Благодаря большому эксцентриситету орбиты Марс
■может изменять свое расстояние от Солнца в довольно
широких пределах. Чтобы найти, на сесолько расстояние
в ближайшей к Солнцу точке орбиты, перигелии, меньше
среднего, надо помножить среднее расстояние на эессцсн-
триентет. Получим;
225 X0,093 = 51 млн, им.
На столько же дальше среднего наибольшее расстоя¬
ние Марса от Солнца в самой далекой точке его орбиты
(в афелии).

Следовательно, кратчайшее расстояние Марса от
Солпи.а равно 207 млн. /он, а наибольшее— 249 млн, км.
Эти величины отегосятсч как 1 : 1,2, а потое< солнечного
света и тепла на единицу поверхности Марса в периге¬
лии и афелии как 1,-14 ; 1,
Чтобы понять, как может изменяться положение Мар¬
са относительно Земли, рассмотрим основные конфигу¬
рации этой планеты (они справедливы и дли других
верхних планет, от 10пи-
тера до Плутона),
Пусть Земля мри дни-
жен ни по орбите вокруг
Солнца 5 находится в по¬
ложении Т {рис, 21. На
орбите Марса отмстим че¬
тыре важных положения
планеты:	соединение К,
когда планета находится
3 А Сол И LLCM, на !'[ р од о л же¬
ни и прямой TS. квадрату¬
ры Q| и когда угол
между направлениями на
Солнце и планету
(kCSTQ,^ ZSTQ2) ра¬
вен 903 и и рота постоя] [не
О, когда планета нахо¬
дится снова на продолже¬
нии прямой TS. но в направлении, противоположном
СолЕщу (отсюда и выражение «противостояние»).
Легко видеть, что именно в противостоянии планета
расположена ближе всего к Земле, а и соединении рас¬
стояние между в нм El максимально. Поэтому эпоха со-
сдн и ей и я — сам ый 11 еб л а го и р и я тный тте р и од дл я п а ид ю -
д.с]!]зй Марса, а эпоха противостояния, наоборот, самый
благоприятный. И Eie только благодаря близости пла*
петы к Земле, но и потому, что в это время планета
видна всю ночь, восходит с заходом Солнца и заходит
с его восходом.
Прежде чем перейти к более подробному -рассмотре¬
нию условий видимости Alapca во время противостояний,
остановимся на значении квадратур,‘-Обычно думают, что
из»чего особенного эти конфигурации планеты не пред¬
ставляют, за исключением того, что планета находится
а
К
Рис, 2. Конфигурации Марся,
Й — Солнце, Т — Земля, О — про-
ТЕЕПостояг-ззе, ft — соедзшыые, Qj
|| Q2 — киадратуры.

па ОСТ от Солнца. Ка самотк деле это не так. Квадратуры
замечательны в дез ух отношениях: во-первых, в это время
скорость приближении планеты к Земле или удалении
от нее максимальна, но-вторых, угол фазы планеты до¬
стигает в квадратурах наибольшего значения.
Пояснеем эти два обстоятельства. Движение планеты
относительно Земли по лучу зрения используется спек¬
троскопистами для отделения с помощью эффекта Доп¬
лера спектральных линий планетного происхождения от
ток называемых теллурических линий, бызвзееешх погло¬
щением света газами земной атмосферъЕ. Найдем, чему
равна эта радиальная скорость (по лучу зрения) для
внешней планеты. Пусть Земли (рис. 3) ееяходится в
Ркс. 3. К расчету радиальных скоростей Марса относительно Зсмчи,
точке Т и движется по орбите со скоростью о. =
= 30 хм!сек, а Марс — в точке Л! и движется со средней
скоростью v„, = 24 хм/сек. Пусть векторы споростей
Vt и v,y. образуют с лучом зрения МТ углы а и р соот¬
ветственно. Тогда очевидно, что радиальная скорость vr
будет равна разности проекций о} и о,,г на направление
ТМ:
iV = и, cosa ■—timcos jj.	(1)
Угол ос, = L “ 90° *), где /. — угловое расстояние
Марса от Солнца S (скорость Земли направлена по ка¬
сательной, которая перпендикулярна к радиусу ST з точ¬
ке касания Т). Угол р = 90“—Р. где Р — угол фазы,
т. с. угол между направлениями плагтета — Сол пне и
*) И.-iei 90s — L, еми Марс находится по другую сторону от
ТО' II-; 55 Q,

планета — Земля. Кроме того, из треугольника SAJ71 по
теореме, синусов имеем
5п1 Р = — sin L,	(2)
г; и
где г, и /■,„ — расстояния Земли и Марса от Солнца. От¬
сюда сразу видно, что угол фазы Р достигает наиболь¬
шего значении, когда L =90°, т. е. во время квадратур.
В это время Р — 4]'" (если Марс находится на среднем
расстоянии) или Р = 47rj (если Марс в перигелии). Фаза
(пли доля освеженного диска) Марса равна при атом
6,84. Мы можем заменить сс и р на L к Р и преобразо¬
вать формулу (J) так:
vr■= (у, — г'п) s.\n L.	(3)
Величина в скобке (для средних значений г,,, и з;,,.)
равна 14 км/сек. Очевидно, что при /.. = 90° tv тоже до¬
стигает этого значения, которое явдяечен максималь-
11 ы м 4).
Обратимся теперь к противостояниям Марса. По
условиям видимости планеты не все они равноценны по
двум причинам. В о-первых, из-за эксцентриситета орби¬
ты Марса его расстояние от Земли и момент противо¬
стояния может меняться от 56 до 100 млей ад. Во-вто¬
рых, склонение, а значит, и высота планеты над горизон¬
том различны для разных противостояний.
Те противостояния, при которых расстояние до Марса
не превышает 60 млн. адд принято называть вел ики м н,
Очевидно, в период великих противостоянии Марс дол¬
жен быть вблизи перигелии. Если соединить перигелии
орбиты Марса с Солнцем прямей линией, то она пере¬
сечет орбиту Земли в той точке, которую Земля прохо¬
дит 29 августа. Поэтому даты великих противостояний
Марса, приходятся обычно на август или сентябрь (ис¬
ключением был 1939 г,, когда великое противостояние
наступило 2Г> июля).
В следу зашей таблице приведены дать? великих про-,
гпвоетонннй за последние 100 лет и кратчайшие расстоя¬
нии Марса от Земли в астрономических единицах к в
м илл ] i ои а х к илом е т р ов.
+) Впрочем, если Д1нрс а эг.оку квадратуры находится л афе¬
лии, его рнакальная скорость .сожет" достигнуть 17 ax-ceiс,

Тпд
ДП.ТЛ
Влсстоппкй
а. ?.
ы;п!.
1 -!Б77
5 С С1 !Т.
0,3767
56,35
\-Ш2
4 a or.
0,3773
56,45
11909
24 септ.
0,339
58,90
7J921
23 авг.
0.3723
55,77
1-41939
23 и золя
0,333
53 Л 5
Ш956
10 септ.
0,378!
56,56
3 7 ] 971
10 ввг.
0,376
56,25
Сразу видно, что велиине противостояния следуют
с интервалом в 15 или 17 лот. Чтобы лсшять существую¬
щую здесь закономерность, fxhio^hhm, что период обра¬
щения Марса вокруг Солнца равен 687 суткам. Синоди¬
ческий период планеты, т. е. интервал от одного противо¬
стояния до-следующего, определяется по формуле
. |	и f	I.
±=TJ L ^
S	-н	р	Г
где Р = 687 сут. — год Марса, Т = 365,25 сут. — год Зем¬
ли. Из ото is формулы находим 5 = 786 суткам, т. с, сп-
е годи чес кип период Марса равен 2 годам 50 суткам, ilu
это — тольесо среднее значение. Из-за эксцентриситета
орбиты Марса епнодн-юекин период меняется в пределах
от 764 до 811 суток, как можно видеть из следующей
таблички последовательных противостоянии Марса с
1956 по 1975 г.
ГОД
Да тД
1950
10 се нт.
1958
16 пья6.
I960
29 дек.
1963
4 фея р.
1965
9 марта
1967
15 ?.лр.
1969
3! м п. я
1971
10 ДУГ.
1973
9Л ечтт.
1975
14 дек.
И Hit": | ;■ п 41Л
{■СУРН
ГйсстАяний
(млн. .‘jjrtj
ll-'-b’ll'ri.lii ДМ;1.'
m?tj> Мат;?а
797
774
76?
704
767
777
аоо
зос
781
об.е
34", 7
73,0
19,2
91,0
(о.-1
100,0
14,0
100,0
14,0
91,0
15,4
73,3
19,1
56,2
24,9
05,0
21,6
8-1,9
16.5
I]

В табличке приведены также зла чем ин наименьшего
расстояния Марса от Земли в эпоху противостояния и
наибольшего видимого диаметра Марса в секундах дуги,
Из последнего столбца видно, какие преимущества пред¬
ставляют великие проткгюетояипч но сравнен и го с
«ЮбЫЧНЫМН».
Но великие противостояния имеют, с тонки зрения
условии наблюдении, и свои минусы, особенно для об¬
серватории и наблюдателей средних широт .северного
полушария. В это время Марс имеет большое южное
склонение и находится очень низко над горизонтом,
наблюдать его .неудобно, 'Гак, ьо время великого проти¬
востояния 10 августа 1971 г. склонение Марен было —22°
и на широте +50с ом даже в кул в мешанин не подни¬
мался выше 18 градусов над горизонтом! Наблюдения
Марса ь это время велись на южных обсерваториях
Сонете ко го Союза, Европы, США, Японии н на обсерва¬
ториях южного полушария,
С этой точки зрения «не великое» противостояние
24 октября 1973 г. для наблюдателей средних широт
было более выгодно: хотя диск Марса был несколько
меньше, чем в 197! г. (2 [",6 против 24",9), зато склоне¬
ние планеты было около Н-9Я, и ее высота в кульминации
на той же широте достигала 49 градусов.
Ознакомившись с орбитой и условиями видимости
Марса, обратимся к свойствам Марса как планеты: его
размерам, массе, вращению.
Экваториальный диаметр Марса ранен, по новейшим
определениям французского астронома О. Дольфюса,
6790 км, т. с. 0,53 земного. Полярный диаметр Марса
несколько-меньше .экваториального из-за полярного сжа¬
тия. Разность экваториального и полярного радиусов
Марса равна 3/191 его экваториального радиуса. У Земли
эта величина равна 1/293. Иначе говоря, Марс сплюснут
у полюсов несколько сильнее, чем Земля'*).
+) Датше «Млрикера-Оз* ттз полили утешить ияш« ьо сдали л
о форме и pay мерах Маре а. Фи гурд планеты близка к трехуснолгу
эллипсоиду, причем наибольший экваториальный диаметр уровсяной
поверхности {осютвететпчтсшен у пас на Земле уровню мирового
океана} равен 6783 км, наименьший —; 3786 ки, полярный диаметр
6753 км. Истинная поверхность Марса отличается от ур овеяно и: для
истинной поверх кости эти три диаметра равны соответственно 6302,
67&0 и 67-15 льн, тг е. сжатие петшшой поверхности белыйе.
12

Марс вращается вокруг своей оси почти так же, как
и Земли: его период вращении равен 24 час. 37 мин.
23 сек,, что на 41 мин. [9 сек. больше, периода вращения
Земли. Ось вращения наклонена з< плоскости орбиты
зз л аисты на угол (55°, почти равный углу si а клона .земной
оси (66п,5), Это значит, что смена дня к ггочн, а также
смена времен года на Марсе протекает почти так же,
как на Земле, Там сеть и тепловые!: пояса. подобные
земным: тропический (широта тропиков =25°), два
умеренны* н два полярных (широта полярных кру¬
гов ±65с).
Но есть н отличия. Прежде всего из-за удаленности
от Солнца климат Марса вообще суровее земного. Далее,
год Марса (687 земных суток или 668 марсиански* су¬
ток) почти вдвое длиннее земного, а значит, дольше
длятся и сезоны, Наконец, из-за эксцентриситета орбиты,
длительность и характер сезонов заметно отличаются в
северном и южном полушариях планеты, как видно из
с л ед у ю ш о й т а б л i з ч к и:
В рй>:	a	гад	и
СО !)<!;>:■ ОС
'icci.iy ii!|>:rft
Ю it ле
полу Lift pit*
Дл1!Тй.(1и1:ОС.Г1&
{в карькаfkkhx сугкл*!
Весна
C>ctllh
193
Лето
3 имд
178
ОССНЕ:
Весна
ИЗ
Зпмл
Лето
155
Таким образом, в северном полушарии планеты лето
долгое, но прохладное, а зима короткая и мягкая (Марс
is это время близок к перигелию), тогда как в южном
полушарии лето короткое, но теплое, а зима долгая я
суровая. Как все это выражается в привычных нам тем-
31 ера турах., мы узнаем дальше.
Масса Марса была довольно точно определена по
движению его спутников Фобоса и Деймоса, а теперь
уточнена но движению искусственных спутников серии
«Марннер». Она равна I : 3 098 700 доле массы Солнца,
или 0,107 массы Земли, или 6,42- 105е е. Отсюда средняя
плотность Марса получается 3.89 г/сл5 (0,70 средней
плотности Зсмлн), ускорение силы тяжести иа его

поверхности на экваторе 372 см ice к2 (0,38 земного) и
критическая скорость, достаточная дли преодоления при¬
тяжения планеты, 6,0 км/сек (против 11,2 км/сек- на
Земле),
Таковы общие кар актер истпкн Марса как планеты.
Как мы не раз еще сможем убедиться, оеш во .многом
определяют условий зга Марсе:’состояние его атмосферы,
климат, ветровой режим. Но расскажем обо всем по
порядку.
Спутники Марса
11 и 17 августа 1877 г. АсасЬ Холл на Вашингтонской
о бсер в ато р и и от к р ы л д в а м а лен ьк и х сп у т ника М а р с а —
Фобос и Деймос. Размеры их дисков б ей л и не различимы
ни в какай телескоп, а блеск в среднем противостоянии
соответствовал 11,6 н 12,8 звездной величины. Это сви¬
детельствовало Об их весьма малых размерах. О цен зет ь
эти размеры можно было таким путем.
Предположим, что отражательная способность спут¬
ников такая же, как и у самого Марса. Тогда отношение
блеска планеты и спутника будет равно квадрату отеео-
шепни и к диаметр он. Блеск Марса в среднем противо¬
стояния равен —I ,65 звездной величины, значит, Марс
в 200 000 раз ярче Фобоса и в 600 000 раз ярче Деймоса.
Отсюда следует, что диаметры обоих спутников меньше
диаметра Марса ls Ф50 ее 770 раз соответственно, т. о.
равны 16 к 0 х\и.
В действительности, как показали фотографии *Ма-
psm&pa-Jb в 107! г., оба онутннка больше. Фобос имеет
размеры 27X20 км, Деймос 15X11 -‘С.и. Недооценка
размеров спутников получилась потоку, что их поверх¬
ность оказалась темнее марсианской.
Периоды обращения спутников вокруг планеты со¬
ставляют 7 час. 39 мене, у Фобоса и 30 час. 21 мин. у Дей¬
моса. их расстояния о г центра планеты 1-МОО и 23 600 км.
Орбиты почти кругозЕле, кх наклон к экватору Марса у
Фобоса 1 градус, у Деймоса 2,7 градуса.
Таким образом, Фобос совершает обращение вокруг
планеты строе быстрее, чем сам Марс вращается вокруг
оси. За сутки Марса Фобос успевает соверЕпнть три
полных оборота и пройти еще дугу н 787 Для марсиан¬
ского наблюдателя он восходит на западе и заходит на
14

но сто ке, Между дву ы я п ос л едов ате л ы i ы м и в ер хм ими
кульминации Mil Фобоса проходит II час. 07 мчи.
Совссм иначе движется но небу Деймос. Его период
обращения больше периода вращения Марса, но нена¬
много. Поэтому он хоти и «нормально» в ос у.:; дзет екз
востоке и заходит на западе, по движется ею небу Марса
крайне медленно. От одной верхней кульминации Деймо¬
са до следующей проходит 130 часов — пять с липшим
суток!
Видимые днгшетрЕп обоих спутников для наблюда¬
теля на поверхности планеты сравнительно невелики,-
Фобос в зените имеет видимый диаметр НМ (ею большой
оси), т. е. кажется ровно вдвое меньше нашей Луны на
земном ЕЕебе, а у горизонта !!'. Деймос даже е» зените
имеет видимыс размеры 2' X 3', т, е. в 10	13 раз меньше
Луны, ею все же его диск должен быть различим не*
в ооруж е в н и м гл а з о м.
В 1945 г. американский е? стропом Б. Шарплесс обна¬
ружил вековое ускорение в движении Фобоса по орбите.
Это озндчеело, что Фобос, строго говоря, движется по
очень пологой спирали, постепенно приближаясь к по-
иерХЕЕОстн Марса. Если так будет продолжаться п даль¬
ше, то через 15 млн. лет — срок с космогонической точки
зрения весьма небольшой (1/300 возраста Марса) —Фо¬
бос упадет и а Маре.
С)днако только через 1-1 лет на это обратили внима¬
ние. К тому времени появились небесные тела, двигав¬
шиеся точно то к нм же образом. Это были первые искус¬
ственные спутники Земли, запушенные в СССР к позд¬
нее о США, Торможение в земной атмосфере заставляло
их снижаться, а Ефиблпжсние к центру Земли вызывало
ускорение пх движения.
Известный советский астрофизик М. С. Шкловский
попытался в 1959 г. подсчитать, не может ли торможение
в самых верхних слоях атмосферы Марса (на высоте
6000 к,н) быть причиной векового ускорения Фобоса. Ре¬
зультат был неожиданным: эго возможно только в том
случае, если Фобос... полый. Тогда он, подобно воздуш¬
ному шару, будет испытывать заметное сопротивление
окружающей газовой среды. Однако эта гипотеза, наде¬
лавшая и свое время много шума, не подтвердилась. Фо¬
тографии «Маринера-9* показали, что Фобос и Деймос
имеют вид громадных каменнЕлх глыб.
15

Почти одновременно советским геофизиком М. Н. Па-
римским была выдвинута другая гипотеза, объяснявшая
особенности движения Фобоса приливным торможением.
Нес м от р я н а сво -о м ал е н в кую массу (2 ■ 1019 а), Ф об о е
из-за близости к Марсу может вызывать довольно за¬
метные лриливы и его коре. Попробуем сравнить иа с
лунными приливами на Земле. Приливное ускорение лро-
порцноналЕщо массе возмущающего тела и радиусу воз¬
мущаемого тела и обратно пропорционально кубу рас¬
стояния .между их центрами, Составим отношение этих
величин для системы Марс — Фобос (индекс 1) и Зем¬
ля — Луна (индекс 2):
АЛ Ri ( rg V 2- 10'*	3,1 - 1Ф ( 3.S4- 10* у _ . а
Ms ' Я> Ч ^ /	7,-1 * J0?s- ' 6,4-(О9 Ч 9Л-1СР J ~ U ■
Итак, приливное ускорение, создаваемое Фобосом на
Марсе, только а 100 раз меньше того, которое ЛyEia со¬
здаст на Земле. Бели Луиза заставляет земЕЕую кору
дважды в сутки приподниматься и опускаться примерно
на 50 см (вместе е горами, долинами, зданиями, людь¬
ми), то под-действием Фобоса кора Марса будет испы¬
тывать поднятия на 5 мм — вполне заметную величину,
и притом в два с липшим раза чаще.
Прил ивная вол ее а ка Земле из-за трения и сил напря¬
жения в земной коре не поспевает за Луной, а отстает
от нсс на угол приливного запаздывавши, почти равньш
90;\ В случае Марса будет то же самое, но движение при¬
ливной волны из-за уже известных нам обстоятельств
обращения Фобоса будет направлено с запада на восток,
в сторону вращения Марса. Притяжение приливных гор¬
бов будет тормозить движение Фобоса, вызывая уже из¬
вестный нам эффект векового ускорения.
Б Eii л и и другие объяснения этого явления (например,
как полагают В. В. Рудзнсвсхий и В. П. Виноградова,
его могло бы обусловить световое давление). Но вдруг
появились сообщения, что никакого векового ускорения у
Фобоса пет и проблема отпадает сама собой. В 1967 г.
английский астроном Дж. Уилкинс подобрал такие па¬
раметры уравнений движения Фобоса, которые хорошо
удовлетворяли иаблзодсЕшям за 1877—1929, а также за
1956 и 1967 гг. без гипотезы о вековом ускорении.
В 19G8—1969 гг. московский астроном С. Н. Вашко-
вьяк разработала поэуЕО аналитическую теорию двнже-
16

she я Фобоса и Деймоса, бол с с полную, чем применяв¬
шаяся до тех пор теория Г. Струве, to результаты так¬
же не показали наличия векового ускорения, но свою
теорию С. Н. Ваш к овь як орав is и вал а с. наблюдениями
только за 1877—1926 гг,
В 1972 г, американский астроном А. Т. Синклер по¬
строил наиболее полную теорию движения спутников
Марса, основанную на обработке 3100 наблюдений их
положений. Сперва Синклер получил вековое ускорение
(правда, вдвое меньшее, чем Шарплесс), но потом, от¬
бросив малонадежные, по его мнению, наблюдения
1877—1881 гг., пришел к выводу, что оно нереально.
Тогда ленинградский астроном В. А, Шор с группой
сот руд ее и ков предпринял обработку всех опубликованных
наблюдений спутников Марса за 1877—1973 гг., более
5000 измерении. И... вековое ускорение Фобоса было
вновь обнаружено, Нго величина составляла 75% пели*
чины, найденной Шарплессом, и 150% величины, полу¬
ченной Синклером. Отбрасывание тех или иных наблюде¬
ний не изменяет этого вывода. Данные «Марппера-9.»
тоже согласуются с полученным результатом.
Интересно, что у Деймоса никто из перечисленных
исследователей не обнаружил никакого векового ускоре¬
ния. Если верна приливная гипотеза, то это легко объяс¬
нимо. Нетрудно подсчитать, что приливное ускорение от
Деймоса в [20 раз меньше, чем от Фобоса, к тому же
приливная волна от Деймоса движется по поверхности
Марса в 12 раз мед лет; нее.
Неужели через 20—25 миллионов лет Фобос упадет
Ь>	J	»
на Марс? Ответ на этот вопрос дадут наблюдении 'бли¬
жайших 50 лет,
Что же нам известно о физических свойствах спутни¬
ков Марса? Поверхность их оказалась очень темной, их
альбедо равно 0,05, как у лунных «морей». Спя вся испе¬
щрена кратерами ударного (метеоритного) происхожде¬
ния, причем ЕЕаибольший кратер на Фобосе имеет попе¬
речник 5 км. Плотность кратеров Eta единицу поверхно¬
сти спутников заставляет считать спутники весьма древ¬
ними' небесными телами. А малый наклон орбит к эква¬
тору Марса и их почти круговая форма противоречат
гипотезе о происхождении сиутЕшкои Марса путем за¬
хвата, хотя такой взгляд еще кое-кем высказывается.
2 В. А. Вроишр-М!	*	17

Наблюдения «ЭДйрпнсра-9» показала, что оба спутни¬
ка обращены к Марсу одной стороной (как Луна к Зем¬
ле). Для установления такого вращения достаточно де¬
сятков миллионов лет для Деймоса и только сотен тысяч
лет для Фобоса венду его близости к Марсу.
Непосредственные фотографии, фотоэлектрические и
поляризационные наблюдения указывают тта то, что на¬
ружный слой поверхности обоих спутников — мелко раз¬
дробленная пыль, слон которой имеет толщину около
1 доя, Ее состав, но-видимому, базальтовый со значитель¬
ной примесью карбонатов. Инфракрасные наблюдения
свидетельствуют о крайне низкой теплопроводности па-
ружгюго покрова, что подтверждает гипотезу о пылевом
слое.

ЧАСТЬ I
ИССЛЕДОВАНИЕ МАРСА
КЛАССИЧЕСКИМИ МЕТОДА,МИ АСТРОНОМИИ
Марс в телескоп
После изобретения телескопа астрономы сразу же
попытались наблюдать и зарисовывать поверхность
Марса. Один на первых рисунков этой планеты принад¬
лежит голландскому физику и астроному Христиану
Гюйгенсу; он сделан в 1659 г, В 60—'70-е годы XVII в.
наблюдениями Марса занимался французский астроном
Жан Доминик Кассини, впервые определивший период
вращения Марса по перемещению пятен на ею диске.
За два столетия, прошеднтие от наблюдений Кассини
до работ итальянского астр о ею м а- наблюдателя Джовзи-
Е1И Скиапарелли» кто только не наблюдал и не зарисо¬
вывал MapcL Сред]? них был и творец звездной астроно¬
мии Вильям Г ерш ель, и наблюдатель планет Иероним
Шретер, и один из основоположников а строе пе гетр ос ко-
пин Анджело Секки. На основе этих наблюдений были
составлены первые карты Марса и уст а ею в лен о, что на
диске планеты можно наблюдать три типа областей: об¬
щи р п ы е жел топ ато -ор а и жев ы с п р о стр а и ств а, пол у ч из-
шие название материков, темные серовато-голубые
пятна, условно названные морям]», и ярко-белые пятна
у полюсов, получившие название полярных шапок
(рис, 4).
Еще Б. Гершель в 1784 г, обратил внимание на пе¬
риодические измеЕЕсния размеров подярЕштх шешок, сов¬
падавшие со сменой сезонов на планете. Гершель сделал
ВЫВОД, что вес ЕЮ к И ЛСТО.М ПОЛЯрЕЕЕэЕС шапки тают, слов¬
но они состояа из CEiera или льда. Белый цвет шапок
создавал аналогию с земными снегам]] полярных стран.
Для той эпохи этого было достаточно для такого вывода.
Оранжевый дзет материков наводил на сравнение
с земными пустынямя. Что касается морей, то первое
время астрономы допускали, что это настоящие моря,
[у

наполненные водой. Мы скоро убедимся, насколько оггас-
ееы в науке подобные число внешние аналогии.
Чем больше накапливалось зарисовок Марса, тем
точнее становились его карты, Различные астрономы
предлагал]» разные системы названий марсианских об¬
ластей. В науке укрепилась система названий, предло¬
женная итальянским астрономом Джованни Скиапарел¬
ли, работавшим в последней четверти XIX в.
Рггс. .1, Фотография Марса. Обсерватория Нью-Мексико (США). Се¬
вер наверху.
Скиапарелли выделил следующие типы темных де¬
талей на Марсе: собственно моря, обозначавшиеся ла¬
тинским термиЕЮм Маге, заливы (Sinus), озера (Laсиз),
болота (Pains), ннзшшт (Deprcssio), мысы (Promomo*
гшш), проливы (Fretuni), источник]! (Fons) и области
(Regio). Так появились па карте Марса столь привыч¬
ные для каждого астроном а-планетчика и неооЕлчиые для
широкого круга люден названия, как Solis La с us (Озеро
Солнце), Alare Sircmun (Море Сирен), Sinus Mcndiani
(Срединный залив), Deucalionis Regio (область Девка-
20

лпона), Pandora.e Fretum (пролив Пандоры), Oxia Palus
_(Кислое болото) и другие.
Если наблюдать Марс из вечера в вечер п эпоху
великого и рот ее и ос то я пия, когда к Земле наклонено юж¬
ное полушарие планеты, то из-за разности периодов
вращении Марса и Земли на 40 минут обращен и we к
Земле области будут постенetiею сдвигаться в сторону,
обратную направлении) вращения Екчапеты. 14 если в пер¬
вый вечер перед няме! был знаменитый южный пояс
морей: Mare Thy г ген urn, Маге Cimmerium, Mare 5 ire шли
(рис. 5), то дальше перед нами постспезЕпо пройдут свет-
лыс области Menmoniti и Thaurnssiк, окружающие про¬
долговатое пяшо Solis Lacus, затем большое Маге
Erytliraeum с двумя заливами у экватора: Aurorae Sinus
и Margarituer Sinus; в это время на севере будет видно
сероватое Marc Ac id al him. Дальше мел сможем увидеть
похожий ее а двойной клюв Sinus Mcridiani, начало от¬
счета марсианских долгот, и тянущийся от пего плево
Sinus Sabaeus с примыклЕотцей к нему с севера светлой
областью Arabia. На юг от Sinus Sabaeus ti Pandoras
Fretum простирается большая светлая область Nfoachis.
Темный рукав Hellespcmlus отделяет ее от соседнем с
востока (для наблюдателя в телескоп — слева) светлой
области Hellas (Эллады), о которой мы еще будем
говор и ть. За Sirius Sabaeus простирается Marc Serpenlis
с отходящим к северу темным треугольным выступом
Syrtis Major. Левее его в 50-е годы вдруг образовалось
повое темное пятно Kodus Laocoontis (Лаокоонов Узел),
которое через еессколыю лет так же неожиданно исчезло.
Еще дальше идут светлые области Aethiopis, Elysium,
а к югу от экватора —- уже знакомые нам Mare Thyrre-
mun и Маге Cimmerium. Круг аамкЕтулся, но на полный
обзор Марса у нас ушло 40 суток: таков синодический
период вращения Марса относительно Земли*).
Близость периодов Еф а щенпч Земли и Марса приво¬
дит к лю6опii!Tным следствиям. Чтобы наблюдать и фо¬
тографировать с Земли всю поверхность Марса в тече¬
ние одних суток, нужны объединенные усилия а от рои о-
mots стран Европы, Азии и Америки, поскольку ночь
*) За один сутки ЕЕЭ’За разности пер кодон крашения Марса к
Зем.-ш Марс «чгедоверачшчаетсп» л а 5 градусов. ЧтоОи он -яледтер-
нулся* ira '330'7, и требуется 40 суток.
21

&J - ’ '	*	’
L VO'"-
V'-dCT-
Ъ;
* ->* n
■!tfTl
Г* >& .
■.:■	■	■	;tv.;
s-.-л- .ljV..K< Г<
. '■ „ Г
c° h
' -vY>S
ч* v
^A
t	^	ff.
t Ж"'>-
■ -4^k
W L * J':*
n- v: .ajfe:.
I 4$$*' .	*
76*0?
I. ,*&.
%Jk
S>	***
ЪСЯГ' ь?
4- ль. ......	"
**■■*■	Ч	'	•	1
Z* -	■Л-^йУ-	5^'	„	'	j
' Ш «-■	^	:	*i'"	’*	•	'	*	"4
■ * ■■••• •-• ■ *
■*	-v.-*r*	ч	-и-а-Ж	л	*	s
:■	*-'	*	'	|-К‘	«»«■	*М^|	+
л^?г .^?с>	^
^■пШ~*$&ьллыл.:1*Эл. ..,.<я Жйь 'ййй-м*.-'
^■1
-Sp У
■-; I?
, ч-J
■ л. .	■	VW!1
чч -, ч	Г*Ц	"
.! ч--чу ^
Рнр. 5а, Фонографическая кзрта ОДарсй, составленная Г. дс Моттоин >Ю лучшим наземгтым
ргаСщодешзям.
-1

J4/	-v**.:'	£	i	:w	*	L''^]	Лх'	f	.-Хл:-.
?r ^	^	r	*
"•"i* Щ: *L4t	;*•:	:*Sf	,5...	'	S&V	-i,,..	:<W'	':i:'	"#	i¥-	•••:•*•	•	'	""'	•'•!!	.	..	'
''	V	'	'; ~ %	"
"'i ч'? ^	"	■■	..	■■
s ; „ "
•' «л -дох <№	.v.	'	v.s	.«v	•:•■•:-	лед’-v •	[“■	.	^.«j	_	■_••••	;.ma:.:	y.y-l	:■•••
s1**.
.' H *
wrf -• V.y. ■ T.-:- ■	V.w.;.	....sy....	  .	v	V	•	-лул	...>y.A.	.	, ..	•	«	-Л-
° -'wkss'г-едй-. v::-x': дох.. л ■	дох-	-x&at	«	>	.	,	::•:■:■>:•:■:	iT/.v*
..-до:	•■.	x-:-:-:-:-;	....	•	■	хдок-• .до. •■• • ^	siss	%	.	p	и	•■	«.	-T
^	>	yv	4	,.«■	>	%	j1	#w	s	v	л	s^l	^	v	-?v	чч	У
*	чч	n	iw?'	«•	>	л>х-
/- й	s	S^CL	Л'	.:•:««•	..<:<>.<	x-:-s-v'	..X-A-X-'	v:
^\Jv ^ <{4s s v ■■ y- v.	""	>	.:	•	•■•>?■•■	:-x.w.:-	.s^sv.'	j"4mjf&r'A>"-y
,	35s
1
' v:-5^:‘'	•	.	•	     •'**	vZ.-y.
	  -у-у.*-'-:'	-j:..-	.-:w	y;sx-' >5?f С^ч1 y> —1/	"-«v^
V- ■ bis .••	'■
- v,	c/Tc^^’ST	,..	..	;	уЛ v. ,	/	^
.=:•№:• .*ж*	•:	••:•:•:•	•'	-	••	•■:*кц	«yxv*	i-sssss--	-х-х"-	x-Sv	•	sw-	:-фг	:
v:‘^	‘	'	''	,’.T	„V..	,	"*	,	■'	'	'	'	\	C&tASV/rte	4
А	^	'	'
^	"■	,	;	сЛ'лчл?
 oO" o' -	....JiC'	2:£-	7	T1	Ль?"'
^	■:.•«•	•w» г“ w--	.	V	чу.-.;-1-	....;...	v	»fc-1	>	,	.■	r	l-	L■
■'•	<?.•.v.v-•	;	•	■	-■	a..<■■.-.	jp-.	—	.	_	•	■•■■	■■*•	•■	’••••-«	■—..	_	...isv.v	,U4_,n	..	.xv.vh	.--.v...	c„	..	.м.,—1 ■:■■
Is
•:C. &б. Фотогрдф]1ческ£1я К£]>та Марса, составГ, дс MoiTOnH по лучшим нлзсммьш
иаб;зиденк5;М.
ti-S.

Put. ои. Гео.чоснчесхлн карта части поверхности; Марс;; по дев ныл
■йМар'шер&'У*-.

(и видимость Марса) для них наступает и, физически
разные моменты. Бели бы периоды вращения обеих пла¬
нет б вел и в точности paBEiLEj наблюдатель, расположен¬
ный;, например, в Москве, был бы обречен наблюдать
всегда одно и то же полушарие Марса (как мы видим
всегда одну сторону Луны), а чтобы полюбоваться на
другое но л у [п ар не, ему пришлось бы ехать ej Америку
пли Японию.
За последние годы необходимость междуцароцЕЮй
кооперации при наблюдениях этой планеты приобретает
нее большее .шелчелне. Поэтому еще в 1961) г. был орга¬
низован Международный планетный патруль ь составе
восьми обсерваторий, расположенных сравнительно рав¬
номерно по долготе н не очень далеко от экватора, Б пе¬
го вошли: обсерватория May на Кеа (Гавани, США),
обсерватория Ловелла (Фдагстафф, Ар изо ее а, США),
Межамериканская обсерватория в Серро-Тололо (Чили),
Республиканская обсерватория (ЮАР), станция Кфва-
лур И иди некого института астрофизики, австралийские
обсерватории Перт и May пт Строило. Все они о сет а щепы
олиотетпттыми телескопами и фотокамерами с электрон¬
ным оборудованием, обеспечивающим за дан ну го дли¬
тельность экспозиции* регистр а дню момента снимка п
других его характер нетигс Фотографирование произво¬
дится с четырьмя светофильтрами: красным, зслсньем,
синим и ультраф иол стон ы?гТ, Проявление, отбор и пер¬
вичная обработГ'Га снимков сосредоточены в обсерватории
Ловелла, однако их фотокопии могут 6ьеть оыеданы по
запросу любому на учетом у учреждению миря. Многие
обсерватории, не входящие в систему патруля, тоже
по селл а сот туда получаемые и .ми фотографии.
За .первые три года работы патруля он накопил в три
с лишним раза больше фотографий планет, чем было по¬
лучено во всем, мире за СО лет. протекших с начала их
ф ото гр а ф и р он а и ет я . О бр а б от ка ф ото г р а ф е е я м а кс и м ал ы ю
автоматизирована. Кроме Марса, патруль фотографи¬
рует Венеру н Юпитер,
Ка ее алы Марса
Вернемся ее а 100 лет назад, и эпохе СшЕапарелли.
1877 год, год великого противостояния .Марса, ознаме¬
новался двумя важными открытиями. Астроном Ва¬
шингтонской обсерватории Асаф Холл после долгих

поисков открыл дна спутЕшка Марса: Фобос и Дек мое*
о чем мы уже рассказывали. И в том же году Скиапа¬
релли объявил об открытии anaMCHHTFjTx марсианских
каналов.
Собственно говори, кгшалы Марса—тонкие длинные
линии — наблюдали и до Скиапарелли. В 1862 г. их
наблюдали Анджело Секки, а также У. Доус и Э. Гол¬
ден. По шзкто из ник не обратил внимания па эти поло¬
ски, не придал нм значении. Только Скиапарелли понял,,
что is моет дело с но вьем тз'.пом о бра зов амин Eta Alapce,
и он же дал is м шнява el не: к а ее а лея.
Это название вовсе не означало, что Скиапарелли о
самого начала считал каналы искусственными сооруже¬
ниями. Итальянское слово сяшНе означает вообще любой
узкий водный проток. Предположение об искусстве к ком
происхождении ка и злой, породившее в свое время так
много споров, было высказано Скиапарелли гораздо поз¬
же—в [895 г., п то □ очень осторожной форме, Скиапа¬
релли нанес зза свою карту Марса около 106 каналов и
дал з:м названии: Ох ею, Hiddekel, Physon, Euphrates*
Ganges и т. д.
Открытие Скиапарелли дало толчок к работам дру¬
гого исследователя—американского астроном,а Перси¬
валя Ловелл в, построившего в пустыне Аризоны спе¬
циальную обсерваторию Ф л arc тайн ч для наблюдений
Марса о отличных атмосферных условиях. Ловелл на Free
па карту около 600 каналов п явился горячим защитни¬
ком гипотезы об их искусственном происхождении, Но-
другие астрономы смотрели па это дело совсем иначе.
Многие опытные наблюдатели, работавшие с более мощ¬
ными телескоЕЕами, чем Ловелл (например, Э, Барззард,
Э. М. Антопнади), никогда не наблюдали прямолиней¬
ные каналы. Антон пади всегда изображал на месте ка ка¬
лов цепочки пятсее. широкие размытые полосы, границы
раздела областей разн-oii яркости (рис. 6).
Б 03 ЕЕ ЕЕ ЕС Л О П р ВДIJ ОД ОЖСЗ i 3 5 С, ЧТО К £111А Л Ы — ВО О Oil ОП -
тическая иллюзия. Американские астрономы Э. Пике¬
ринг и В. Мзупдер поставили спецзшльзшзе эксперимсзгты
для доказательства фиктивности каналов, предложив
группам школьников (ничего не знавших о каналах
Марса) срисовзазать издали изображения Марса, на ко¬
торых казгалои зге было, но были оазисы, или просто раз¬
бросанные цепочки пятнышек. Почти во всех случаях
2.0

дети рисовали каналы, причем именно там, где они были
на картах Ловелла. Мауи дер сделал отсюда вывод, что
каналы возникают в результате суммирования глазом
наблюдатели мелких деталей, которые не могут быть
восприняты в отдельности.
Французский астроном Антониадн, подводя итоги
с вон м наблюдениям Марса в период о ел и ко го противо¬
стояния 1909 г., писал: «Гипотеза о мнимом существова¬
нии геометрической сети получила окончательное опро¬
вержение... ибо самые сильные Ешструменты нашего вре¬
мени не обнаружили и следа згой сети, между тем как
Рис. 6. Вид кашыои Ма|.:ся ну рясушсдм Скнаиврс.чли {слепя) и
Антон п ад и.
дет а л ее, гораздо более тонкие, чем прямолинейные на-
ЕЕалы, были постоянно вндееы». Прекрасные фотографии
Марса, полученные на обсерватории Ловелла астроно¬
мом Э. Слаифсром, подтверждалк, по отзыву Антониади,
не столько рисунки Ловелла, сколько рисунки, получен¬
ные в Медине (где вел свои наблюдения Антон над и),
Конечно, и Ловелл был не одинок. Но интересно, что
если од ее и наблюдатели рисовали каналы, то другие к ti¬
ll а лов не видели. Между обеими группами астроном он
много лет шли ожесточенные споры. К этим спорам о
вид и мости каналов прибавились споры об их природе и,
в связи с гипотезой Ловелла (которая позже подучила
название техногенной), споры о Бозмоггшосш разум¬
ной жизни на Марсе. Все эти дискуссии продолжались
около 70 лет.
В общем н «докосмический» период изучения Марса
высказывались три точки зрения на природу каналов:
27

1) Ка н а л ы — и с кусе тве иные coop ужен и я р а зу м пых
Оби тате л е й Ма р с а (марсиан).
2) Каналы лишь кажутся геометр}!чески прямыми» но
□ни реальные естественные образовании, например:
а) долины рек, гюроешне растительностью,
б) разломы, трещины в коре Марса,
в) горные хребты,
г) полосы вулкаш шее кого пепла.
3) К а и ал ы — о з it и ч с ск а я и л л еоз н я .
Автор этой книги сам не раз наблюдал и фотографи¬
ровал каналы Марса, но она отнюдь не - казались ему
геометрически правильными прямыми. Получив в 1956 г,
каналы на фотографиях, автор довольно решительно от¬
клонил гипо тезу Мз 3. С другой стороны, сумма и шин*
знаний о природе Марса, накопленных к середине 50
годов, к сожалению, а а ставя ял а отверпг/ть заманчивую
гипотезу 1. Оставались четыре варианта гипотезы 2. Но
после получения надежных о депо к давления атмосферы
Марса стало ясно, что при таком низком давлении на его
поверхности не может быть ж ид ко и воды и не могут течь
реки. Это лишало реальной почвы гипотезу 2а. Гипотеза
2г, мы двинутая американским астрономом Д. Мак Лаф¬
лином, выглядела слишком искусственном, Допуская на¬
личие на Марсе вулканов, трудно предположить, что
вулканический пепел будет ложиться узкими полосами
длиной в сотни и тысячи километров.
Оставались гипотезы 26 и 2в. Как показали уже в
G0-с годы снимки а м ер и капских автоматических межпла¬
нетных ста] ищи «Млринер», от и гипотезы были довольно
близки к нет и пс. Но н-гипотеза 3 вновь заявила о себе.
Об этом мьт расскажем т гее кол ь ко позже.
Да мо сфер а н фиолетовый слой
Б то же великое противостояние 1909 г., когда Анто¬
ни ад и наблюдал Марс в S3-сантиметровый рефрактор
Мединской обсерватории, в другом месте земного шара
были впервые получены снимки Марса со светофильт¬
рами. Этим местом была Пулковская обсерватория, где
па 76-сантиметр о пом рефракторе фотографировал Марс
тогда еще молодой русский ученый Гавриил Адриано¬
вич Тилов.
2d

Г. Л. Тнхову удалось получить большую сер изо сним¬
ков. Марс а с различными светофильтрами от красного
до зеленого. Их обработка позволила обнаружить три
явления, получившие название «эффектов Тихона*.
1. «Моря» Марса кажутся особенно томными в крас¬
ный светофильтр и сравнительно слабее выделяются на
(hone материков в зеленый светофильтр, Иначе говори,
контраст между «морям ее» и материками увеличивается
с переходом от зеленых лучей к красным.
2. Полярные шайки резче всего выдел я юте и на фоне
материков в зеленых лучах и значительно слабее я
красных.
3. Резкость детален на диске планеты постепенно
снижается к краю диска; это явление особенно заметно
на снимках, сделанных в зеленых лучах, и гораздо сла¬
бее в красных.
Первый эффект указывал на то, что материки имеют
красноватый цвет, а «моря» скорее зеленоватый. Второй
эффект был истолкован так: полярЕЕые шапки не бельтс,
как свежий снег, а голубоватые и больше паном еишют
по пвету речной лед. Наконец, третий эффект, но мнению
Г. А, Тихона и многих других ученых, свидетельствовал
о наличии у Марса атмосферы. Лишь спустя 60 лет вы¬
яснилось, что атмосфер а Марса вносит более чем скром¬
ный вклад в «третий эффект» — главная его причина
была иная. Позднейшие исследования внесли существен¬
ные поправки ее в истолкованкс первых двух эффектов
Тихона.
Действительно, атмосфера плане тел, независимо от
своего состава, должна рассеивать солнечные лучи по
закону Рэлея, --так, что интенсивность рассеянного
света измсЕЕяется обратно пропорционально четвертой
степени длины волны. Поэтому зеленые лучи дол ж гиа
рассеиваться атмосферой сильнее, чем красные, ti детали
л опер хе [ост и будут замываться рассеянным светом ат¬
мосферы. Еще сильнее должны рассеиваться синеет и
фиолетовые лучи, ее в еще большей степени ультрафио¬
летовые. Астрономы попытались up сверить эго во время'
следующего великого противостояния 1924 г., когда аме¬
риканский астроном Вильям Райт получил с помощью
91-сантиметрового рефлектора Лнкской обсерватории
серию снимков Марса во всех лучах спектра от иЕНрра-
краеншх до ультрафиолетовых. Вскоре такую же сершо

с ни мехов n о луч Ei л на 158-сз нтиметровом рефлекторе об¬
серватории Мяупт В ил сон другой американский астро¬
ном — Фрэнк Росс,
Снимки Рай Tit и Росса ко только подтверждали ре¬
зультаты Тихона, но к позволили обнаружить два новых
эффекта. Во-первых, в синих, фиолетовЕлх ее ультрафно-
летовгчх лучах никакие детали поверхности не просмат¬
ривались: были видны только полярные ш а и к и (рис. 7).
Во-вторых, диаметр диска Марса в фиолетовых лучах
был заметно больше, чем в красных. Эго явление полу¬
чило название эффекта Райта.
Рис. 7. Млрс q cmjnx Гсл<?ий) ft красных фпдта) лучах ,{гго Раиту).
Открытке эффекта Райта не носило столь сенсацион¬
ного характера, как открытие марсианских каналов за
полстолетия до того. Широкая публика даже не заме¬
тила его. Но в кругах ученых это открЕнтие вызвало не
менее горячие споры, чем вопрос о каналах, причем их
отголоски дошли и до пеших дней.
Разность диаметров диска Марса в ультрафиолето¬
вых и инфракрасных лучах на снимках Райта и Росса
достигала 200—300 к.ж Если это результат рассеяния
солнечных лучен в плотной атмосфере Марса, то ее вы¬
сота должна быть равна половине этой вел ее чины, т. е.
100—150 км. Отсюда Райт сделал вывод, что Марс окру-
.жен весьма плотной и протяженной атмосферой.
Но непосредствсппые наблюдения и снимки Марса в
■общем свете, а также в красных, оранжевых, желтых
лучах показывали, что его атмосфера весьма прозрачна.
Получалось противоречие. Если бы Марс обладал очень

и лоте гой атмосферой, она казалась бы нам молол его-бе¬
лой, как атмосфера Велеры,
Некоторые у кем ые ееьггзлзесь объяснить, аффект Райт
фотографической иррадиацией, г, е. рассеянием света
ь светочувствительном слое фотоэмульсии, которое тоже
зависит от длины волны., Но в 1926 г. Раит вновь полу¬
чил те же результаты, а Росс сфотографировал наряду
с-Марсом планеты Юпитер и Венеру, а также искусст¬
венные модели планет, и показал, что для этих планет ее
моделей эффект Райта не имеет места.
Однако теоретическое исследование пронесся рассея¬
ния света в атмосфере планеты, выполненное в 1926 г.
советским астрономом В. Г. Фе сен новым, показало, что
при любых предположениях о строении атмосферы Мар¬
са разность видимых радиусов планеты в фиолетовых и
красных лучах не может превысить 35 к,я, но никак не
100 или 150 дат
Тогда Райт предложил новое объяснение своему эф¬
фекту, Атмосфера Марсе может быть очень разреженной
п прозрачной, но па некоторой высоте (скажем, (00 але)
в .чей может находиться слой каких-то частиц в виде
мглы или дымки, который и рассеивает фиолетовые лучи.
Он получил ег задание фиолетового с je о а или 1' о-
л у б о й д ы м к и.
Советские а строгю хил-фотом стрясти ТТ. П. Бард ба¬
ню с и В. В, Шаронов уже в 1950 г, дали совсем иное
объяснение эффекта Райта. Дело было все-таки в фото¬
графической иррадиации, но в сочетании с законом па¬
дения яркости к краю диска Марса. В красных лучах
яркость падает к краям диска довольно сдельно, посколь¬
ку мы наблюдаем здесь шарообразную поверхность пла¬
неты. Наоборот, в фиолетовых лучах, как мы уже знаем,
диск Мареа кажется освещенным более равномерно, и
его края довольно ярки, Поэтому и фиолетовых лучах
иррадиация будет сильнее, чем га красных, что и вызовет
эффект Райта.
Юпитер и Венера обладают мощными протяженными
атмосферами, н даже в красных лучах мы не можем
наблюдать их поверхeloctei. Поэтому закон падения ярко¬
сти к краю диска у них иной, чем у Марса, и эффект
Райта для них наблюдаться не может. Объяснение эф¬
фекта Райта II, П. Барабашовым я П. В. Шароновым
было совершенно правильно, за одним исключением.
I/1

Распределение яркости по диску Марса в фиолетовых
лучах они приписывали целиком рассеянию света в ат¬
мосфере Марса, Б действительности же главную роль
здесь играли фотометрические свойства по вер хе гости
]]л алсты.
Методы фотографической фотометрии, развитые со¬
ветски:/, и астрономами В. Г. Фесенковы.м, Н. II. Еарзба-
шовым, II. Н. Сытинской, позволяли по распределению
яркости вдоль диаметра диска планеты в разных лучах
спектра определять одновременно отражатсльзше свой¬
ства ее поверхности и оптические характеристики атмо¬
сферы. Одна па пик, а именно оптическая толщина,
позволяла подсчитать давление атмосферы. Такие опре¬
деления советские астрономы производили начинай с
30-х годов. Присоединив к ним наблюдения поляризации
света, рассеянного атмосферой Марса, вы пол г генные
французскими. астрономами Б. Л но и О. Дол ьф юс ом, а
также собственные наблюдения по методу визуальной
фотометрии, американский астроном Ж. де В о кулер опу¬
бликовал в 1951 г. сводку всех оп редел ею гй давления
атмосферы Марса. В среднем из многих определений
подучалось, что давление у поверхности Марса равно
85 миллибар (I миллибар = 0,001 атмосферы), т. е. в
12 раз меньше, чем на Земле, и соответствует давлению
на уровне 18 км.
Увы, это значение оказалось завышенным почти и
15 раз, Ученых подвели аэрозоли-—частицы пыли,
постоянно присутствующие в атмосфере Марса н рас¬
сеивающие солнечный смет наряду о газовыми молеку¬
лами. Их вклад в рассеяние был ошибочно приписан
газовой атмосфере и плотность ее была переоценена.
Сказались и некоторые произвольные предположения
о фотометрических свойствах поверхности Марса. Но
выяснить все это удалось гораздо позже н совсем
другими методами, Мы расскажем об этом немного
дальше.
В монографии «Физика планеты Марс», издам поп в
1951 г., Вокулср, оценивая критику гипотезы фиолето¬
вого слоя В. Б. Шароновым и другими советскими астро-
помами, сделал вывод, что «их соображения не могут
быть приняты, так как наблюдаемые весьма значитель¬
ные прояснения в атмосфере Марса непосредственно до¬
казывают существование такого слоя».
32

Да, такие прояснения наблюдались с Ш37 г„ когда
Э. Слалфср впервые обратил на это внимание. Иногда
вдруг на с г т.и к ах Марса в синих и фиолетовых лунах
{i рос т у п ал а к а р ти н а дета лей и ове р х з i ост и ил а петы, до cry i е -
ни я на б людей и ям обычно в красных лучах. Факты таких
прояснений ипкто и iic пытался подвергнуть сомнению.
Основное разногласие состояло в другом. Советские
фото метр] юты считал и , что и атмосфере Марса, кроме
газа, могут быть и крупные .частицы (аэрозоли), рассеи¬
вающие, свет не по закону Рэлея. О и ее-то и создавали все
.эффекты, прш1Егеынаея.1_ые фиолетовому слою, и том числе
н прояснения. Если'.называть прослойки, содержащие
такие аэрозоли, фиолетовым слоем, писал В. В. Шара*
■ под, отвечая Вокулеру, то разногласии с его позицией
не будет.
Но Вокулер наряду с другими авторами приписывал
фиолетовому слою способность не только рассеивать, но
и поглощать солнечный свет. Он так и назвал его: погло¬
щающий высотный слой. Это, отмечал Шаронов, проти¬
воречило как фотометрическим наблЕодепиям, -пел юл цен¬
ным в СССР, так и миопш другим фактам.
Приведем некоторые из них. Вед и частицы фнолето-
- вого слоя достаточно крупные, то они будут рассеивать
не только сине-фиолетовые, но и лучи других цветов,, что,
.одна ко, не наблюдается. Вели же этот слой о б л а дает
сильным поглощением фиолетовых лучей, то он не смо¬
жет создать яркую дымку рассеянного света, а его сгу¬
щения выступали бы на диске Марса в виде темных
пяте и, а не. светлых облаков, которые наблюдаются в
действительности, особенно вблизи терминатора (грани¬
цы дня и ночи на Марсе).
Неясно было и из чего могут состоять настиша фио¬
летового слон. Чехословацкий астроном Ф, Линк пола¬
гал, что это метеорные частицы, американец С, Гесс,—
что эго кристаллы углекислоты (СО2Д его соотечествен¬
ник Дж. Коннер считал их кристаллами льда, француз
Э. Шацман — капельками воды. Однако гипотеза Липка
ггс объясняла быстрых прояснений фиолетового слоя. Бо¬
лее обоснованной казалась точка зрения С. Гесса, обь-
ясЕгявтего эти прояснения испарением кристаллов СО2
при вероятных повышениях температуры. Правда, труд¬
но было объяснить, почему оно происходит сразу на
целом полушарии планеты.
3 Ь, А. Ьпоиип^п	33

Многие ученые продолжали отстоим ять точку зрения
о наличии в атмосфере Марса истинного поглощения
спета. Ирландский астроном (эстонец по на диенп.ыевне¬
сти) Э. Эпик предложил двуслойную модель: нз-зжегнй
слон, обладающий истнешеям поглощением, создает не¬
прозрачность и фиолетовых лучах, а верхний едой про¬
изводит рассеяние света, создает посветление вблизи
.лимба и я]жпе облака. В качестве вещества, создаю¬
щего поглощен lie, назывались углерод и его полимеры
Qx - - -: Сп), педокззеь углерода (C]SP&}1 двуокись азо¬
та (N02) и некоторые другие. Но признаков этих ни¬
ще стн Ei с удалось обо яру жить снектроскоинческп.
В 19G9 г. выяснилось, что па снимках американских
космических аппаратов «Марииер-6» н «Maptmep-7», по¬
лученных и синих лучах, никакой дымки не видно, и по¬
верхность Марса видна etc хуже, чем в красных лучах.
1-5о фиолетовый слой, если оп существует, должсде был
быть одинаково непрозрачным для приборов, находя¬
щихся па Земле и в космосе.
Сторонники гипотезы фиолетового-сдоя зев. с давались,
Э.	Эипк, например, заявил, что все дело та недоразуме¬
нии: синий -фильтр «МарнЕЕрроз» имел-эффективную дли-
tiv волегы -J60 .iMiiT, на котооой обычно явление entreft
•/	г	•
.дымки не наблюдается: о ею становится заметным зга бо¬
лее 'коротких длинах воли. В своей работе 5973 г. Эпик
продолжал настаивать на истинном поглощении света
атмосферой Марса, но приписал его частичках] шили,
поднимаемым fi удерживаемым вертлкальзЕыми токами
в атмосфере. Их размеры, по Эпику, не превосходят од¬
ного мпЕхрона. Таким образом, речь идет не о «с(гпей»
плзз «фиолетовой», а скорее, о «красной» нлзз даже «чер¬
ной» дымке, так как щз альбедо (отражающая способ¬
ность) в фиолетовых лучах краГгис низкое (0,04)*).
В 1972 г. проблемой фиолетового слоя занялся амс-
риказЕСКнй астровом Д. Томпсон. Изучив всю. имевшуюся
литературу но этой проблеме [более 120 работ) и псполь-
з оь а у фотогр а ф и чес к у ю к од д с к ц и ео М еж ду и а р од е ю го
планетного патруля, Томпсон пришел к простому и не¬
ожидан н ом у выводу. Никакого фиолетового слоя, погло-
Э Альбедо - и астрономии згазииается отношение количества от-
ра:кL4iiiero лллнщос си от а к количеству солнечного света, падсио-
ittet'o на нсо.
54

шлющего или рассеивающего. нетг Вид Марса в фнолс-
т овы х л у на х — это его пор > м а л ы j ы i'\.. в и д, без не и к о и д ы м -
ни. Просто □ этих« лучах к о нт рясты, между морами п ма¬
териками слишком малы и .мы' ihv не различаем. Бол со
того, ня иа блюдом ий и у л дгф'^ фиолетовых лучах выясни¬
лось, что в этих лучах все выгладит «снаоборот» — моря
кажутся светлее материков. Эти явления объясняются
исключительно цветовыми особен]] остям и s top од. слагаю¬
щих марсианские моря н материки, и атмосфера аут не
при чем.	.	1	-
А как же «синие просветлен ил»,1 которые В о кулер чет¬
верть века назад считал самым сильным доказательст¬
вом существования :фиолетового слоя? Томпсон и Боне
тщательно проанализировали и се случаи их- наблюдений
и пришли к выводу, что и здесь нее обстоит наоборот.
Т Никакого «просветленна» не происходит, но в районе ма¬
териков происходит осаждение чего-то вроде идея или
же над ними (по метеорологическим причинам) обра¬
зуется сдой светлой дьемки. НедавнеEiмо от американских
астрономов почти к такому же выводу пришла В. Б. Про-
к о ф ьев а (К.р ьт м с к Л я ас т роф ызззч сс к а я обе е р в атор и я),
объяснившая «синие прояснения» подъемом пыли с по¬
верхности планеты над материками, Мелкие частицы
пыли надолго остаются в иижгшх слоях атмосферы и не¬
сколько п о в ы ш а еот яркость материков в онней области
спектра. Контрасты между морями и материками в си¬
них и фиолетовых лучах возрастают, и нам кажется, что
атмосфера планеты «просветлела».
Так неожиданно разрешилась загадка фиолетового
слоя и «синих просветлей ИЙ».
Из чего состоит атмосфера ДОарса?
В 1£М7 г. Л ж, Коннер впервые применял к изученное
■п л а н е т и и ф р а кр ас п ы fi сне ктр о м с тр — 11 р f i Оо р, в ко тор о м
приемником радиации служило фотосоиротнвлеиие из
серн ltd oio свинца (PhS). Фотосопротивление двигалось»
вдоль спектра, а соединенный с ним самописец записы¬
вал непосредственно распределено эЕгерпти и. спектре
планеты.
Уже первые записи инфракрасных спектров Марса и
Лупы показали, что у первого значительно усилена по¬
лоса СО2 на длине волны 1.6 микрона. Таким'образом,.
3*	3S

удалось установить присутствие этого газа (ранее обна-
ружешюго is спектре Венеры) и в атмосфере Марса.
Однако устаЕюдка Койперз имела весьма низкую раз¬
решающую способность: с ее помощью нельзя было раз¬
личить топкие спектральные детали, так нужные астро-
пемсьм для анализа состава атмосфер планет, притом
анализа не только качественного (вещество имеется в ат¬
мосфере планеты), по и количественною (вещество со¬
держится в таком-то количестве) . Как это ни странно, ею
ни сам Кой а ер, егег другие ученые не. попытались в тече¬
ние почти 10 лет усовершенствовать новый метод. Рас¬
пнет инфракрасной спектрометрии планет начался уже
после I960 г.
Б 1964 г. американские астрономы X. С it и и рад,
Г.Мюпч ет Л, Каплан по структуре линией, входящих в по¬
лосу СО-2 па длине волны 8700 ангстрем, получили ко*
л и чес тв о СОя 55 м-атм при температуре поверхности
230 СК. Приведенное число означает, что углекислый газ
атм исфер ьт Марса пр и вор м ал ы ш м д я а л с п ии ■ в I атмос¬
феру мог бы образовать столб в 55 метров. На Земле со¬
держание углекислого газа составляет лишь 2,4 ,н-дтлг.
Болес поздние исследования дали для оценки содержа¬
нии ССм значения от 54 до 90 м-отм, а я среднем
70 м-атм.
Какую же долю составляет углекислый газ в атмо¬
сфере Марса? На Земле эта доля весьма невелика, толь¬
ко 0,05%, па Вей ере же па долю СО* приходится 97%
массы атмосферы. Что касается Марса, то первоначально
углекислому газу отводилась, скромная роль второсте¬
пенной компоненты марсианской атмосферы, Вокулер в
1954 г. «уделял» ему лишь 2%, объема атмосферы,
С.	Гесс в 1961 г.— итого меньше, 1,3%. В модели
Т. Оуэна и Дж. Кой лера (1964 г.) па долю СО* ярихо:
дится уже 14% объема атмосферы Марса.
Дело в том, что опенка содержания того пли иного
газа в атмосфере планеты зависит не только от интен¬
сивности его линий в спектре, но и от принимаемого в
расчете общего давления у поверхпостее. Фотометриче¬
ские наблюдения, как мы видели выше, не дают необ¬
ходимой точности в определении давления и долго .да¬
вали преувеличенные значения. Причиной этого была
пыль ее другие аэрозоли, содержащиеся в атмосфере пла¬
неты и создававшие дополнительное рассеян tie света.
3G

Но сели мы примем завышенное ЗЕгачейис давления
атмосферы у - поверхности, то наблюдаемую t гитенеив-
н ое ть с) ie ктр ал ъ [ i ых _ л и is и й -ы ожет соз д а ть м е ньш ее ' ко -
хнчестЕзо углекислого газ£. 13'качестве ирнмера^приведём
расчеты Спнпрада; Мюнча'и Каплана 1964 г. Они рас¬
сматривали три модели с тремя разными значениями
полного давления. Вот что у них получилось:
Моде ль L1
Модель Г]
Модель Е1!
Полное дтвлеии-з (л5)
m
25
40
] 1й рц:;л о ы KI е ляд л е ИЕсе СОг
б
J
4
а
Доля L-Од (то)
. 50
m
7,5
Одгтако в последние годы спектроскописты научились
раздельно определять полное газовое давлен не и содер¬
жание СО^, используя то обстоятельство, что давление
ее о-p а з н. о м у влияет на интенсивность сильных и сла¬
бых линий данного газа:
Полет АМС «МзризЕсрИ» в 1965 г. позволил опреде¬
лить давление у поверхности другим, более точным ме-
т одом — м ето до м., р адиоз ат м синя. Этот м сто д будет е г а м и
on не ли ниже, а пока сообщим лишь-полученные им зна¬
чения давления: от о до 9 мб (в разньах точках). Еще
точнее уд;|.лоеь определить давление по полетам «Мари-
пера-б:? и *Мпринс-фа-7» у> 1969 г.: от 3,8 до 7,0 мб. «Ма-
ринср-9* в 1971 —1972 гг. дал интервал давлений от 1 до
9 мб, в среднем G мб. В л из it не результаты дали гголети
советских ДМС «Марс» в 1971—-1974 гг. Таки?*] образом,
стало ясно, что углекислый таз является основной ком¬
понентой атмосферы Марса (как и атмосферы Венеры).
На его долю приходится не менее 60% состава марсиан¬
ской атмосферы. К у к ы.ы увидим дальше, этот вывод по¬
лучил ‘косвенное подтверждение и ходе советских иссле¬
дований на станции «Марс-6» в 1974 г.
Какие же еще газы содержатся о атмосфере планеты?
В ее верхних слоях под действием ультрафиолетовых
лучей Солина углекислый газ должен диссоциировать,
разлагая с!», на окись углерода (СО) и атомарный кисло¬
род. Попытка У. Спнтона в 1959 г. обнаружить CIO в ат¬
мосфере Марса не дала результата — oel оценил лишь
■i

верхний предел ее содержания: 10 см-атм. Лишь 10 лет
спустя французские ученее супруги Пьер и Ж а и им а Кони,
приметив но ими .метод инфракрасной спектроскопии, по¬
лучивший названье фурье-сиектроскохши, смогли, при
участии Л. Каплана, о пенить содержание КО в атмо¬
сфере Марса, рапное 3,6 см-атм, что coorjjerciиует 0,08%
по объему.
Метод фу рье-спект рос копии заслуживает того, чтобы
описать его котя бы и принципе. Обычный метод инфра¬
красной спектроскопии страдает тем недостатком, что
спектр записывается последовательно, н изменение со-
держания подяпого пара пли углекислого газа в земной
атмосфере па пути луча за хфемя записи может иска¬
зить результат. Фурье-спектрометр весь спектр записы¬
вает одновременно. Б основе метода лежит использова¬
ние интерферометра Майксльсона, £> котором луч света
от светила разделяется па две части, проходящие пути
разной длины. Когда оба луча соединяются, они нитер-
фсрируЕот (изаи;.юденствуют) между собой, взаимно уси¬
ливая или ослабляя друг друга, в зависимости от того,
в какой фазе придут световые колебания в обоих лучах.
Если разность фаз равна нулю, интенсивности обоих лу¬
чей склад шва хотся; если она равна 180К они в.сумме да¬
дут пулевую интенсивность. По в приборе длину пути
одного из лучен можно плавно менять, и тогда резуль¬
тирующая интенсивность будет тоже плавно меняться,
выписывая кривую, называемую иптерферограммой. Од¬
нако в згой кривой уже заложен весь спектр, .так ют к
разность хода лучей померяется в един идах длнпьт вол¬
ны, а длнегы волн меняются вдоль спектра. Чтобы упро¬
стить дело, ненужные участки спектра отрезают с по¬
мощью светофильтров. Остается превратить шзтерферо-
грамму в кривую распределения ШЕтенсивЕгоетп по спскт-
ру — его perистрогра м му. Это дел ается е помощью м a re-'
м am чес ко и о пор a i леи, н аз ывасмо й n j) еобр а зов а t-т и ем
Фурье, по имени французского математика Ж. Фурье,
который вывел фор мул ел .-/того преобразования еще в
1811 г., за 150 лет до применения описанного метода в-
астрономии.
Метод фурье-спектроскоп и л дал потрясающую точ¬
ность ле хшеокую степень разреЕпения мелких деталей
спектра, и 100 раз иревоеходчщуЕО все, что было воз¬
можно до того.
3S

ЛЪллос количество о к пел углерода в атмосфереМярса
(равно как и атомарного, кислорода) объясняется том,
что процесс диссоциации.. молекул СО* на л том кисло¬
рода О и молекулу - СО' уравновешивается обратным
процессом-: рекомбинацией СО н О обратно в моле¬
кулу COs.
Длительное время основной компонентой марсиан¬
ской атмосферы считался азот, однако никаких доводов
в пользу этого, за исключением ап л логин с зем пой атмо¬
сферой, не было. Не найдены полосы азота в спектре
Марса и до сих пор. Впрочем, надо учитывать, что они
лежат в далекой ультрафиолетовой части ■спектра, но
наблюдаемой с Земли. Во-всяком .случае, о содержант.*
азота в марсианской атмосфере мы сейчас ничего ска¬
зать не можем, за исключением того, что оно [[свеликс
(верхний предел 5%).,
Несом полно, что в состав атмосферы Марса входит
инертный .газ аргон, составляющий i% пашей атмосфе¬
ры. На Земле аргон является продуктом радиоактивного
распада изотопа калия К40, имеющего период полурас¬
пада 1,3 млрд. лет. Если доля-радио актин л ого калия в
коре Марсл такая же, как и в земной коре, то в атмо¬
сфере Марса его должно быть довольно много, и он
анод не может заточать там второе место гю обилию
после углекислого газа. Но обнаружить аргон спектро¬
скопически пока нельзя по той же причине, что и азот:
полосы его с Земли ire наблюдаемы.
В I976 г, приборы спускаемых аппаратов американ¬
ских станций «Викинг?» показали, что в атмосфере Марса
содержится около 1—2% аргона и 2—3% азота, а 35%
приходится на долю углекислого газа.
Особенно много усилий предпринимали астрономы с
начала XX в., чтобы обнаружить два газа, важных для
жизни -па любой планете: кислород и водяной пар.
В IQOO-x годах В, Слайфер и Ф. Верн на обсерватории
Ловелла пытались обнаружить оба газа по усилению
нх полос в спектре Марса но сравнению со спектром
Луны, находящейся на той же высоте над горизонтом
(это необходимо для того, чтобы поглощение в земной
и г мос ф е р е б ыл о-в обозах с л у ч а я х од и н а ко в ы м). А м ер и -
канским ученым показалось, что полосы усилены, и они
даже объявили, что кислород ц водяной пар обнару¬
жены.

Начиная с середины 20-х годов поисками кислорода
и атмосфере Марев занялись астрономы обсерватории
May пт Вил сон в США У. Адамс и Т. Дэнхси, Они ис¬
пользовал и для этой цели эффект Доплера; при при¬
ближении планеты к нам осе линии в се спектре сдви¬
гаются, к фиолетовому копну, при се удалении—к крас¬
ному концу. В 1934 г. наблюдения проводились на круп¬
нейшем в то время телескопе мира — 100-дюёЬ,ювом реф¬
лекторе, снабжением дифракционным спектрографом.
Были вы браное моменты, когда Марс приближался к
В ем л с. со скоростью 14 км/сек и. когда он удалялся со
скоростью 12,5 j'■.ж/еек, Детальная обработка спектро¬
грамм не обнаружила даже небольшого изменения про¬
филей теллурических линий кислорода, которые можно
было бы приписать марсианской компоненте. Отсюда
Дзнхсм сделал и ел еюд, что количество кислорода в атмо¬
сфере Марса не может превышать 0,15% от его ‘содер¬
жания в атмосфере Земли. В переводе на абсолютные
единицы .это давало как верхний предел 2,5 м-агм.
Длительное время оценка Дэпхема была единствен¬
ной. Она во игла во нее учебники и популярные книги но
астрономии того времени. Но. увы, многие трактовали
ее превратно, утверждая, что Дэнхсм о'бпаружнл кис¬
лород я а Марсе в количестве 2,5 м-атм. Па самом деле
он его it с обнаружил и на осноеншии этого вывел
свою оценку верхнего предела -содержания этого, газа.
Спустя двадцать лет, в 1956 г., американский астро¬
ном Р. Ричардсон на том лес (00-дюймовом телескопе
обсерватории Мауит Билсов к супруги Кисе и Корлнес
на горизонтальном телескопе со спектрографом (Гавай¬
ские острова) повторили попытку обнаружить кислород
и водяной нар в спектре Марса и снова получили отри¬
цательный результат, Б 1964 г. X. Спипрад, Г, МДшч н
Л. Каплан, повысив точность наблюдений, получили (из
тех. же соображений, что и Т. До их ем за 30 лет до них)
верхний предел содержания кислорода 70'см-атм.
Лишь в 1966 г. М. Белтону и Д. Хантену удалось об¬
наружить в атмосфере' ГА а рея признаки молекулярного
кислорода но полосе А в красной части спектра, Они
оценили его содержание в 20 см-атм, т. с. в 8000 раз
меньше, чем в земной атмосфере. Если эта оценка вер¬
на, то доля кислорода в марсианской атмосфере состав¬
ляет 0,3%.

В конце 1971 г. две*группы американских астрономов
.независимо измерили содержанке молекулярного кисло¬
рода в атмосфере: .Марса по появлению домлс'ровскизс
«спутников» у полосы А. Количество кислорода было
н а йдено J 0 см ■ а гм Ил 15 О, КЗ % п о от ношс-н н ю к СО*. Одно-
временно «Маринср-9» обнаружил линии атомарного
кислорода в ультрафиолетовой части спектра,
Не менее драматичной была история поисков в ат¬
мосфере Марса еюдяпого пара.-Оптимистичные выводы
исследователей 20-х гг. сменились отрицательным резуль¬
татом Адамса и Дэнхемщ которые нашли в 1937—
1941 гг., что верхний предел содержании водяного тара
в атмосфере Марса пс превосходит 40 микрон осажден¬
ной еюды. Иначе говоря, если бы весь водяной нар, со¬
держащийся к марсианской атмосфере, пролился дож¬
дем па поверхность планеты, то слой осадков составил
бы 40 ми «фон.
Me го гис ученые пытались подсчитывать содержание
водяного пара теоретически, исходя ид ешлмчни на Мар¬
се утреиннх туманов (Г. Юри), скорости испарения по¬
лярных шапок и образования ледяных кристаллов
(А. И, Лебединский и Г. И. Салова), геохимических про¬
цессов с участием воды (Дж. Адамчик) и др.-Резуль¬
таты получались самые разнообразные: от 1 до 60 мик¬
рон осажденной воды.
Слово было за инфракрасной спектроскоп]?ей. Пяты
трупп исследователей решали эту задачу в 60-х годах
и п о л у ч г Гл и' б о л се б л и зк не м е ж ду со бой рез у л ьт а г ы. С о -
держание водяного пара но их опенкам колеблется от
5 до 40 микрон осажденной воды, составляя в среднем
15 микрон. Это в 1000 раз меньше, чем содержание па¬
ров воды в земной атмосфере,
В дальнейшем удалось установить, что расхождения
между результатами отдельных исследователей не слу¬
чайны, а отражаЕот суточные и сезонные колебания вла-
I юс о де р ж а и и я м а рс пане ко й а т к осф ер ы, Н а и бол ыи ее со-
держание паров воды в атмосфере наблюдается весной
и осенью, наименьшее — летом п зимой. Утром и вечером
водягюгО'Пара ц атмосфере Марса больше, чем днем.
Исследования с помощью советских и американских
космических аппаратов типа «Марс» и «Марпнер» в
1969—1974 гг. подтвердили и во многом уточнили эти ре¬
зультаты, Об этом мы расскажем ниже.
41

Таким образом, кислород и водяной пар еоставдяЕОт
летшь доли процента общего состава марсианской атмо¬
сферы, яэот—вряд .|.ш более двух-трех процентов, ар¬
гон—около одного-двух процентов. Вся остальная" масть
атмосферы Марса состоит из углекислого газа.
Температурный режим планеты
Первые измерения температуры Марса с помощью
термоэлемента, помещенного"вчфокусе телескопа-рефлек¬
тора* проводились сите в начале 20-х гг. Этот метод ос¬
нован Era том, что излучение планеты редко1 разделяется
Era две составляющие: отраженное ею излучение Соленш
к собственное излучение планеты, определяемое се тем¬
пературой. Практически разделить их нетрудно, так как
отраженное излучение сосредоточено в основном в види¬
мом участке спектра, а-собственное — в инфракрасном.
С помощью фильтров обе составляющие разделяют и по
и I; ф р а к р а с j tou со с г а в л яюм 5, ей е-; ы ч чел я юг те-, г п ер а ту ру
планеты.
Измерения Б. Кобленца н К. Лампланда в 1922 г.
дали среднюю температуру поверх мости Марса 245’К
(—28 °С), Э, Петтит я С. Ннхольсои получали в 1924 г,
260СК (—to*C). Более низкое значение получили в
I960 г. У. Сннтол и Дж. Стронг: 230	(—43 °С). НужЕЮ
иметь, однако, в виду, что в i960 г. Марс был дальше от
Солнца, чем ы 1922 и 1924 гг,
Позднее,, в 50-е и 00-е гг. были та коп л ее гы и обо б-
I це е I ы м и о гоч и с л е е t е I ы е еез м gpc.ee ее я тс м п ер ату р в р аз л и ч -
ных точках поверхности Марса, в разные сезоны и вре¬
мена суток. Из этих измерений следовало, что днем на
экваторе температура может доходить (в перигелии) до
300 ^К (-ф27°С), по уже к вечеру она падает до ттуля, а
к утру до 223 еК (—50 ПС). На полюсах температура мо¬
жет колебаться от -flOcC в период полярного дня до
очень низких температур во время полярной ночи, Ка¬
ких именно, определить описанным выше методом б [ало
невозможно, так как он малочувствителен к низким тем¬
пературам, Кроме того, по ч и ос полушарие Марса с Зем¬
ли .можно Егаблюдать лишь частично, а области, где вре¬
мя ближе к пол у ночи, вовсе понаблюдаем ы, Их темпе¬
ратуры были измерены лишь в 1969—1974 гг. с пом опило
Е'ЕОСмпческил аппаратов (см. ниже).
-32

В 1956 г. к измерению температур был применен «ю-
вьп'с метод — радиоастрономический. Марс, как н всякое
нагретое тело, испускает не только инфракрасное излу¬
чение, но и более длинноволновое, лежащее и радиодпа-
пазоне, его принято называть тепловым радиоизлуче¬
нием* в о тлим, по от нетепл ов ого, связанного с различ¬
ными электромагнитными и плазменными процессами.
Измеряя поток тепл ой ого радиоизлучения, можно опре¬
делить температуру планеты.
Iкосые такие измерения выполнили К, Майер,
Т. Мак Каллаф и R Слонейкер в 1956 г. Они получили
сред)пою температуру поверхности Марса 218 °К, т. с.
заметно ниже* чем по инфракрасному излучению. Из
многочисленных последующих измерений лишь два-apis
дали столь же высокие значения* как измеренные но ин¬
фракрасному излучению, а болынщгство з и а1 [ с ни й срод¬
ней температуры поверхЕЮСти Марса по о а дно измере¬
ниям заключено R пределах от 162 до 225СК. Изме¬
рения, проведенные в последние годы с космических ко¬
раблей, показали, что на Марсе могут наблЕодаться н сисе
более низкие температуры, доходящие до 140°К — ниже ,
точки замерзл м. ня углекислого газа. Это открытие имело
важнейшее значение для суждений'о природе полярных
шапок Марса.
Многочисленные ряды измерений радиотсмиератур
Марса выполнены советскими учеными-Л.-Д. Кузьминым,
Ю. П. Ветухновской, Б. Я- Досовским, Б. Г. Кутузой н
другими, Во время великого противостояния 1971 г., по
их измерениям, средняя температура Марса составляла
198ЧС
Нужно иметь в виду, что радиондмерения но самой
природе радиоволн могут относиться не к поверхно¬
сти* а к некоторому слою па глубине в десятки санти¬
метров и более. Радиоволны способны пронзЕкать сквозь
слон почвы толщиной н несколько раз большей, чем
длина волпьт. Поэтому сантиметровьте волны дают нам
температуру слоя, лежащего на большей глубине, чем
миллиметровые, а дециметровые —еще более глу¬
бокого.
Советские ученые 10. П. В стух поиск а я, А. Д. Кузьмин
и Б. Я. Л ос опекой выполнил и анализ распределения тем¬
пературы поверхности Марса с глубиной и нашли, что
когда Марс далек от Солнца, тем п ер а тур а сначала
4?>

падаете глубиной (иногда на 15—20е), а потом начинает
расти. Минимальная температура соответствует глубине
около метра. Во время великого противостояния, когда
Марс расположен ближе к Солнцу, слоя с минимальной
температурой уже не существует, температура быстро
дости г а ет почти постояпното з на чен ля, сох р a iт я югцегося
до глубин п ч5—6 .и.
11 суди в и тел ьн о. что р а д и отем п ер ату р ы он лз а л псь! г и же
дневных инфракрасных. Последние относится к самой
поверхности Марса, где днем всегда теплее, чем па той
глубине, о которой нам рассказывают радиоволны. Но
и инфракрасные температуры, как мы видели, показы¬
вают бол неттое различие- п значзЕтельньтс суточные и сезон¬
ные колебания. Причина этого состоит в том, что атмо¬
сфера Марса сильно разрежено и неспособна у дер жег-
пять тепло, накопленное в теплое время года и суток.
Водяной нар, лучше всего сохраняющий и передающий
тепло, присутствует там в ничтожных колЕществах. По¬
этому иди.мат Марса так суров.
Многие ученые, используя измеренные температуры
п л а петы и теорию климата, пытались построить карты
изотерм (линий равной температуры) для Марса, как
это делают метеорологи для Земли. Однако ошибкой
этих исследователей (С, Гесс, Ф. Джиффорд) было то,
что псе использованные г пли температуры были дневные,
г. е. наибольшие из возможных. Поэтому к таким кар¬
там надо относиться с некоторой осторожностью. Тем
tic менее за последние годы климатология Марса сделала
ещмалые успехи ei скоро мы, вероятно, будем иметь столь
же подробные с а еде ее ет я о климате различных районов
на. Марсе, как и на нашей Земле.
Различие температур дня и ночи, полярных и тропи¬
ческих районов, зимы и лета приводит к возникновению
ветров, имеющих подчас скорости 4 0—50 м}сек. Система
и озду I г г е I о й циркуляции на Марсе Изучается сейчас раз¬
личными методами многими учеными.- Важный вклад в
развитие теории циркуляции марсиалской: атмосферы
внес советский ученый, специалист гго физике ат?аосферь[
Г. С, Голицын. Он показал, при каких условиях в ('атмо¬
сфере Марса могут возникать ветры, имеющие силу ура-
га и ее, и формироваться смерчи. А к чему могут прЕшеети.
сильные ветры, мы скоро узнаем.
41

Чтобы иметь возможность охарактеризовать i-шст ис-
феегюго тел а одним п и слом, астро-ломы давно уже ввели
понятия показателя цвета и ц и е т о в о г о и з б и т-
к а. Первая величин л показывает, насколько изучаемым
■объект краснее (показатель цвета положителен) или си¬
нее (лоЕсазатель отрицателен.), чем белые заезды спект¬
рального класса АО. Вторая величина — цветовой избы¬
ток— ласт такое же ср а виси не с цветом Солнца.
Длинй 8зг> ны § миллатхз&ллх
Рис. S. Кривые стыктр л ли ной отрйжитслыыа cnrccfoicci-u матерною
.Марса к лескоп земззых пустывь (но П. И. Ситимскса ее Е. Л. Крп-
нову).
Поскольку Марс, как т-i всякая планета, светит отра¬
женным светом Со,,нша1 даже ъ случае, если бы он сам
был белым, его цвет казался бы гта.ч желтоватым, соот¬
ветствующим цвету Солнца. Показатель цвета Солнца
равен -НО,5, поэтому целесообразно использовать поня¬
тие цветового избытка, равного разности показателей цве¬
та планеты м Солнца. Для Марса он равен примерно
«-НД Эта величина и характеризует собственный цвет
тглаиеты или ее деталей.

Во время великого противостояния' 1956 г. В. В. Ша¬
ронов определил/значения шзето'воЕЧ) избытка отдельно
для материков и морей Марса, получив -(-[,09 и -4-0.89
соответственно. 'Таким образом, не только материки, но
и моря оказались красно я.ат ьт ми но отоошешно к бе¬
лому экрану. Их зеленоватын оттегток, продетавдтштнй-
ся при визуальных наблюдениях, был лишь кажущимся,
вызванным эффектом цветового контраста с еще более
кр ас л ы м и м ор я ми,
В. В. Шаронов сравнил цветовые свойства матери нов
Марса и-песков земных пустынь. Оказалось, что марси-
знскйе покровы в среднем гораздо краснее земных пес¬
ков, хотя самые красные образны тех и других имеют
примерно одинаковый цветовой избыток (-|-1 ,£0). Но
сред]] песков земных пустынь есть к очень бе-Тееьта
(4-0,20), а в материках Марса цветовой избыток ее? оея-
васт меньше -|-1,0, в морях же он не меньше 4-0,82.
Такую иитексивно красноватую окраску имеют гид-
рат[>1 окислов железа. Тщательные намерения поляриза¬
ции света' материков, выееолценные в 1948—1953 ет.
О. Дольфюсом, показал и, что их поверхность имеет- те
же свопе гиа, НТО 5! ЛИМОНИТ (Fc-jO:r ,'lHaO) . одни из бу¬
рых железняков, мелкий порошок которого известен под-
г! a 3S3 а и и см о хры. Ко.: i о р к. метр н ч ес к и с и а б л юде нкя
Б. В. Шар о и обе) подтверждали этот вывод. Наконец в
середине 60-х годов исследование спектралыюн отрожа-
тольеюй способности материков Марса в видим 1>гх п пп-
ф р акра си ы х л уч а х вило: ь до дд и и ы вол и ы 3 га i j к р он а
поз вол] зло советскому астроному В. И. Морозу и труппе
'эмерикгШекЕЕх ученых независимо прийти к тому же вы¬
воду.
Но уже в 1970 г., по образному выражению ирофес-
сора Д. Я. Мартынова, «эра лимонита» коЕгпнлась. Ли¬
монит оказался лишь небольшой добавкой к обычшям
сI:днклто-глпноземиым ■ породам, своеобразной лудрой,.
окраЕнивающсй эти породы .в и г i те псин во -крас иода тын
цвет. О том, как это удалось выяоегитъ, мы расскажем
и’.же.
Какова же была, природа «морен» Марса? В том,,
что о ее и не являются настоящими морями, никаких сом¬
нений не было. Альбедо эошых морен очень мало, го-
уз а здо м е пь ш е, ч ем у « м о р ей» Г'\ а р с а. Вея к и к, кто л ft-
тал над морем, знает, что сверху оно е^жстся темшям.
АТ

Правда, море способно как зеркало отражать прямые
лучи Солнца, и в направлении отраженного луча мы ви¬
дим яркие блики. По подобных бликов от «морен» Марса
никто не наблЕОдал, хоти можно было заранее расечЕн
тать, когда именно и от каких «морей» они могли бы
быть еждны. Для этого нужно, чтобы ВЫПОЛНИЛОСЬ хо¬
рошо известное условие: угол падения доте жен быть ра¬
вен углу отражения.
Еще в 60-х годах прошлого века французский астро¬
ном Э. Лиз, наблюдая сезон тле изменения интенсивно¬
сти ej окраски «.морен», предложил гипотезу, что «моря»—
это-области, покрытые растительностыо. Действительно,
весной и особенно летом (марсианским, разумеется)
м о р я М а р са темнеют и л р и о бр ста гот з ел енот а то - гол у бо в а ■-
тую окраску. Осенью она становится коричнево-бурой,
а зимой сероватой. Это напоминало весеннее распуска-
Еше и осеннее увядаЕшс растительности. Рлц.е интереснее
было то, что по весеннему полушарию Марса проходила
как бы волна потемнения, начинавшаяся от границ таю¬
щей полярной шапки и распространявшаяся к экватору
по мере ее таяния. Возникла стройная гипотеза о том,
что талые вод ел ; образующиеся , при таянии полярной
шапки (в том, что шйпкн состоят из замерзшей езодел,
не г г<то тогда не сомневался), увлажняют почву и это со¬
здаст благоприятные условия для распускания расти¬
тельности.
По гипотеза нуждалась в проверке. Ученые предло¬
ги млн два способа такой провсрЕШ. Во-первых, надо было
поискать в спектре «морей» Марса темную полосу хлоро¬
филла— красящего вещества (пигмента) земных расте¬
ний, расположенную в краской части спектра. В начале
нашего столетия такие поиски были предприняты на об¬
серватории Ловелла во Флагстаффс В. Сдайфером, а
затем на других обсерваториях мира. Увы, поиски ока-
зал иск б сзрсоул ь \ а■ in ы м и.
Второй путь состоял в следующем. Тогда же, в на¬
чале века, американский физик Р. Вуд изготовил плас¬
тинки, чу верительные е; ближним инфракрасным лу¬
чам, и получил множество снимков различных пейзажей
в этих лучах. Растения на этих снимках казались бе¬
лыми, как бы осыпанными снегом. Причина этого «Эф¬
фекта Вуда» состояла в том, что растения хорошо отра¬
жают инфракрасные лучи, /Другими словами, их епскт-
•1В

ральная отражательная способность в этих лучах весьма
высока.
Как м ы помним, езде У, Райт о 1У2'4 г. пол учи. м сним¬
ки Марса в инфракрасных лучах. Если бы темные обла¬
сти Марса («моря») были покрыты растительЕ-Еостыо, на
э Т5 г к сн к м к ах они б ы 11 ы гля д ел \ i б с л ы м и. 'или по кр айн ей
мере светлыми. Но как на снимках Райта, так и па
всех послсдуЕосцих, полученных в инфракрасных лучах,
■«море» выглядели еще более темными, чем в зеле¬
ных-, нли красных лучах. Эффект Вуда у них отсут¬
ствовал.
С серсдншч 40-х годов нашею столетия растите,ubEiyio
гипотезу горячо защищал и развивал члсег-корреспон¬
дент Академии паук СССР Г. Л. Тихон. Он организовал
и Алма-Лтс епецЕгальное учреждение — Сектор астробо¬
таники Академии паук Казахской ССР,.которое занялось
исследованием и сравнением спектральных свойств «мо¬
рен» Марса н земных растений.
Сторонники растЕттель-нои гипотезы проявили немало
изобретательности-для се защиты. Опираясь на примеры
йысокои приспособляемости земных растений и живот¬
ных к суровым условиям внешней среды, они доказы¬
вали, что и и условиях Марса жизнь возможна, Ставил]]
даже’’лабораторные эксперименты по выращЕшани-ю рае-
тени Гг и размножению бактерий в искусственно создан-
• иых «марсианских» условиях. Эксперименты дали поло¬
жительные результаты: растения выдерживали «марси¬
анский» холод и низкое атмосферное'да ал ей зге, бактерия
размножались в сояаревз некой» атмосфере. Правда, при
постановке этих экспериментов принималось сильно за¬
вышенное значение давления у поверхности — 85 милли¬
бар, в 15 раз больше дейетш[тельного, да н состав ат¬
мосферы Марса был тогда неизвестен. Но главное было
не в этом.
Получилось так, что вопрос о природе «морей» Марса
оказался тосето связанным с проблемой жизни ка этой
планете. Между тем. это два совершенно разных вопроса.
Доказательство воз м о ж и о с т я жизни в условиях Мар¬
са еще не означает, что она там действительно, суще¬
ствует.
Вершиной торжества растительной гипотезы явилось
открыт]] е в 1Я56—1958 гг. американским ученым
У. Снптоиом в спектре «яморен» Марса трех полое
49

■в нЕ|фракрзеной части. соответсдвугащилорггшпческимсо-
единениям (на длинах воли 3,43, 3,5.6 и 3,65 микрон).
После этого, спустя примерно пять лет, начался за¬
кат этой привлекательной, но недостаточно обоснован¬
ной пшотезы. Еще в 30-х годах се раскритиковал из¬
вестней советским астроном академик В. Г, Фесе м. ков,
С тех пор было установлено, что плотность атмосферы
Марса в 10—-15 раз ниже, чем предполагалось ранее.
Содержание кислорода ез ней оказалось ничтожным
ц во г « м орей к>, с ог.п а оно
м з L ого ч п с д ен н ы м из м ер е-
лпя.м Н. П. Барабанюна,
И. К. Коваля и их сотруд¬
ников, оказался краспо-
в ат ы м: он и л иш ь «са з ал з зсь
з ел ен ы м и из-за жрфе к та
цветового контраста с бо-
;i ее к р.а с и ы м и ?, f а те]) и к а -
мн. На снимках американ¬
ской космической станции
«М а р и п ер -4*,	п о дл стсг, -
шей к Марсу в июле
1965- г. к передавшей рад
изображений его поверх*
МОСТИ, «моря* Е1ИЧЙМ в
а г р г-е и 11 и I е с пс отличались
от материков (зто под¬
твердили и снимки других
ко е м п чес к и х	ста и i £ и в).
Л и конец, полосы Сшетонв — ттшшыи аргумент астробо¬
таникой — оказались принадлежащими... парам тяжелой
воды в земной атмосфере (г. е. воды, в состав которой
входит тяжелый водород—дейтерий). Это признал и
сам Сннтсн.
Еще позднее, в 1%9 г., растительная гипотеза [Еолу-
чила новый сокрушительный удар: полярные тапки Мар¬
са оказались состоящими fie из воды в виде нееся, снега
или льда, а из замерзшей углекислоты. - Вся стройная
картина расизстаЕгия растений по мере получения ими
живительной влаги от тающей полярной шапки .поте¬
ря л а под собой почву и рухнула.
Отвлечемся от печальной судьбы растительной гипо¬
тезы п посмотрим, какими обьектишалми данными о нрп-
(доли процента). Истинный
Рич. 9- К|жведс спектральной отри-
жйтелкгой сныкяЗииюпг -норой»
Марсг1: ЬК — Н. I Г- !>apfi(3.;iULroEi-н
И, К. К он иль, К — М. К. KiNssuiw,
Д — О. Дольфюе.

I
роде «морей» Мл реп располагали астрономы а додоемк-
ЧОСК11Й ПСрИОД. '
Колориметрические наблюдения Р1. П, ?3араблшпва,
И, К. Ковала, В. В. Шаронова, IL М. Сыт шее кой покд-
3WBa.ii и. что альбедо «морей» сначала, как и у .матер и кол,
р аст el с дл л и о н в ол е г ы от ф к ол стоп ы х л у ч е и к кр ас 11 ijj м ,
хотя n ' медлешгее, чем у материков, но начиная с неле¬
пого участка спектра этот рост замедляется, и поэтому
контраст «морем» с мате¬
риками is красных лучах
з 1 j а ч Ё! тел ы i о	r о а р а с т а ег
(рис. 9).
Многочисленные поля-
р и м етрич е.с кие па б л юде-
н и я>, про меде иные па про¬
тяжении многих лет
О. ■ Дольфюсом, даЕзалй
больше возможностей для
суждения ог природе отра¬
жающем поверхности. Де¬
ло в том, что характер из¬
менения степени полкри¬
за пн и с углом фазы пла¬
неты (или отражаю!пей
поверхности) сплыю за¬
висит, ОТ СОСТАВЕ! ’! струк¬
туры поверхности. У плот¬
ных пород вид кривой от¬
личается от ее вида и слу¬
чае- раздробленных по¬
рошков. Поведение полярнзанионных кривых в разных
участках спектра зависит и от состава веществе! поверх¬
ности (рпс. 10).
Подведя итоги своим многолетним исследованиям,
О. Дольфюс сделал вывод, что поверхность марсианских
«морей», как и поверхность материков, покрыта мелко-
раздроблеппым веществом, однако более темным, чем
вещество материков, или лат смесью я того вещества
с другим, более темным.
Этим результатом можно было бы удовлетвориться и
заняться подбором подходящего вещества в лабораторных
экспериментах, если бы не сезонные изменения альбедо,
паста и, как выяснилось из тех же поляриметрических
51
Рпс. 10. Полярвапц11окньре крл-
тше для матуриксп Марса (б) ч
лоретисоо ми не] ими* 1'?.! гема¬
тит, Л -|- Г — смьлнхюг:#:та и
гет.ггм (по О. Дол иф юсу).

наблюдений Дольфюса, поляризации «морей», Мл и боль¬
шие отклонения от «средней» поляризационной кривой
наступали нерпой и держались до конца лета соответ¬
ствующего полушария.
Как гольесо ни пытались астрономы объяснить сезон¬
ные изменения и «морях». Шведский астроном Сванте
Аррениус еще в 1911 г. предложил гипотезу о том, иго
«моря» Марса подобны земным та дырам — глинистым
пустыням, покрытым соляными корками. При увлажне¬
нии от-] намокают и темнеют. Но, как показал Долъ-
фюс, кривая поляризации для та к ы ров резко отличается
от наблюдаем он на Марсе,
Л 19'17 г. французским астроном Л. Довиль с изучил
ряд кристаллических минералов, приобретающих опре¬
деленную окраску под действием ультрафиолетовых лу¬
чей и теряющих ее при увлажнении нарами во дел. Доль-
ф:ос отклонил гипотезу Доси лье но тем же причинам;
к tomv же макс им vm потемнения не совпадал с макси-
j	%'
мяльным содержанием водяных паров в атмосфере
Марса.
Уже в 1965 г. польский астроном Р. С мол ухо вс кий
предложил иной вариант гипотезы Довилье; породы
в «морях» окрашиваЕотся солнечными ультрафиолето¬
выми лучами, причем степень этого окрашивания зави¬
сит от тем мер амуры и возрастает в теплое время года.
Этот механизм не противоречит данным поляриметрии,
но требует резких усилен зги контрастов «морей» с матс-
’рикамп в периоды хромосфсрных вспышек на Сонине,
чего не наблюдается.
АтасрзЕкапекий астроном Д. Мак Лафлин в 1964 г.
предложил «вулканическую» гипотезу, согласию которой
«моря» сложены вулканическим пеплом, выбрасывае¬
мым при извержениях и рассеиваемых ветрами, дую¬
щими в-поетояшшх направлениях. Предположение Мак
Лафлина об акттшом вулканизме па .Марсе (поддер¬
жанное советским астрономом С. К. Веехсвятским) по¬
лучило пол пае подтверждение в ходе космических поле¬
тов последних лег, его предположение о наличии на
планете отложений вулканического пепла — тоже, гто
не в таких масштабах, как ото предполагал Мак
Лафлин.
А мер и к ап скин астроном Дж. Койпср в 1957 г. н.ы-
двиЕтул предположение, что тем пьес области и а Марсе —

это [шля застывшей 'лаш, аналогичные, лунным «морям»
и (какое предвидение!) темным пяткам и у Меркурии*.).
Причину сезонных перемен в их окраске Коняер видел
и том, что воздушные течения, имеющие сезонный 'ха¬
рактер, в одни сезоны наносят пыль и песок на поверх¬
ность лавы, а в. другие— сдувают их.
Критикуя гипотезу Коннера с точки зрения ее соот¬
ветствия. [[а6лтоде]Еиям. Дольфюе выдвинул два возра¬
жения: во-первых, поляриметрия не показала суще¬
ственных различий к j-л ад кости материков и «морей»;
ко-вторых. у гладких поверхностен тина застывшей
лавEi! поляризационная кривая имеет иной вид, чем
у «морей» Марса.
С лавовыми покровами Кой пер а иол училось так же.
как с отложениями лепла Мак Лафлина; фотографии
с космических аппаратов показали, что они дсйствег-
тельно имеются в различных местах поверхности Марса,
но вовсе не устилают сплошь территорию марсианских
«морей».
Наконец, в 1967 г. американские астрономы Дж. Пол¬
ла к н К. Саган предложилн оригинальную гипотезу
«сдувания», удовлетворявшую всем фотометричсскнм
п поляриметрическим паблЕодениям к не требовавшую
наличия в морях каких-то особых покровов. Идея этой
гипотезы состоит в том, что «моря» лежат в среднем
выше материков н на них будут оседать более крупные
зерна пыли (100—200 микрон), чем в светлых областях.
Это и порождает различие в светлоте (слон мелкой
пыли всегда светлее), весной и летом кзменеЕшс метео¬
рологических условий вызывает в свою очередь измере¬
ние сЕюрости зон'альЕгых ветров и, как следствие, уве¬
личение среднего размера частиц в темных областях
ее их потемнение. Одна ко гипотеза Поллака ei Сагана ие
н ол у ч ет.п а п одтв е ржде н и я в ходе не ел е дои а и и й >. г а ре пап¬
ского рельефа; «моря» оказались вовсе не возвышенно¬
стями. а скорее областями, переходными от иозаишен-
ноетей к ннзииам. О дальнейших попытках выяснить
природу «морей» мы расскажем ниже.
*} Фотографирование поверхности Меркурия с близкого рае-
етоялиц американской космчаеслов станцией «Mapnnqj-ЗОя в мари:
1974 г. показало, что о-? очень похож на Луку, хотя площадь лаво¬
вых «морей» ка лсм -зплчите/кою моЕ-ыне,
53

Макрорельеф «краской планеты»
С дао лих пор Марс, и отлично от Земли ет Луны,
считался гладким, бел резко шражсЕЕного- рельефа, без
тор ее впадин. Основанием для такого заключения были
фотометрические fe а б л юления, показывавшЕге, что пла¬
нета отражает свет Солнца но закону Ламберта, г. е,
как гладкий матовый. !мар. Правда, это относилось лишь
к материкам, но ведь они покрывали- большую части
планеты. Только у еожтюго полюса была замечена воз¬
вышенность, получившая Етазвашю гор Митчелла. Она
проявляла себя тем, что при таяния южной полярной
шапки здесь всегда оставался белый островок, отделяв¬
ши йен от шапки (общеизвестно, что в горах cstera и
льды тают позднее, чем в низинах).
Первый удар по представлению о «гладком Марсе»
наЕюслн фотографии «Мариперй-4», переданные на Зем-
лео в июле 1965 г. Ученые воочию увидели на-Марсе
горы, в том числе кольцевые горы—кратеры, подобные
лунным. Значит, планета имела рельеф. Но получить
полное представление о нем по 20 снимкам СМарп-
нера-4», охватывавшим едва один процент поверхности
М а ре а, бы л о и своз м о ж и о.
На помощь пришла радиолокация. В основе. этого
метода исследования небесных тел лежит получение от¬
раженного r;i.iшестой радиосигнала, [ЕосланЕЕОгр с Земли.
Для посылки и приема с к ['налов при меняются мощные
радиотелескоп ел, для нх усиления и анализа — сложные
электронные устройства. За последние годы в этой об¬
лает достигнут зЕ1ачнтельЕЕый прогресс.
Как нетрудно попять, время прохождения сигнале-до
Марса я обратно прямо пропорционально расстоянию
до планеты. Если бы поверхность Марса была плоская
и р ас л о л а г л л ась п е р п е е щ j з j-; у л я р т i о к л у г у арен и я, а А'1, а р с
и Земля были бы исполинжее[я, то вес было бы просто;
радиолуч достигал б ел возвышенности раньше, чем кн-
зиеге>т, и приходил бы обратно скорее tea к раз, на время,
ргеобходн.мос лучу, чтобы пройти д ею иную ]ШЗГТ0СТЬ вы¬
сот между ними. Поскольку скорость радиоволн, как
и света, равна 300000 км/сек, а разЕгости гмлеот еГу Марсе
должны измеряться немногими гл нао метрам ж времена
от носе etc л i> I j о го з а; I а з ды и а и и я с i j г f г а л а б у дут с ост а ал ять
Егесколько микросекунд. Но современная радноэлектрон-
54

ir а я тех и и ка поз вол не г измерять н такие промежутки
времени.
Од и а ко М аре — шарообр аз п ы и, он двп ж ете я со ггр у г
Солнца й вращается вокруг своей осн. Такие же движе¬
ния совершает и наша Земля, а вместе с ней"- радиоте¬
лескоп, передающий ег принимающий сигналы. Поэтому
время прохождения сигнала туда и обратно все время
будет меняться.
К Счастью, от и изменения происходят плавко и по
известному закону, поэтому учесть их не представляет
особого труда. Главная трудность состояла в другом —
в том, чтобы выделить на поверхности Марса отдельные
малые участки и получать отражения от каждого зез них
в отдельности. Иначе говоря, требовал ось повысить раз¬
решающую способность радиолокяцпоЕЕного «лота».
Один из способов добиться этого состоял в том, что
всегда изучалось отражение от точки в центре диска
плаЕгеты, которая, как легко сообразить, является бли¬
жайшей к Земле. Ясно, что отражение от нее придет
первым. К сожалению, мы еще пе можем посылать сиг¬
нал в виде узкого луча (шнрнегой хотя бы не: более
100 к,н). Радиолуч с удалением от Земли расширяется
и захватывает весь Марс, отражаясь сначала от нейт¬
ралы [он точки (обращенной к Земле), потом от окру¬
жающей ее узкой кольцевой зоны, потом от более широ¬
кой зоны ее т. д. Но для нас в дампом случае важен
лишь самый первый отраженный сигнал. Поскольку
Марс довольно быстро вращается вокруг оси, за ночь
(точнее, за время, пока Марс находится над горизон¬
том стаЕсанн на.блЕодения, ибо радиолокацию планеты
можно производить и днем) через центр диска пройдут
разлшшые точгш поверхности планеты, расположенные
па одной ее [[лраллслж Регистрируя время запаздыва¬
ния сигнала, мы полупим как бы разрез рельефа вдоль
этой параллели.
Имсегпо такой метод применил в 1967 г, американ¬
ский радиоастроном Дж. Петтенджнл, получки профиль
марсианского рельеф) а вдоль’параллели с се вер е to й ши¬
ротой 21е. Оказалось, что помимо отделышх горных
хребтов, возвывгеЕЕЕЕОстец, долин, Марс п.мсот макро¬
рельеф, т. е. возвышенности и низменности большого
протяжения, в тысячи километров, с перепадом высот
между ними в 13—13 км.

В этом не было ничего удивительного. На Земле пе¬
репад высот от вершин Гималаев до дна Марианской
впадины в Тихом океане достигает 20 км, а расстояние
между ними - 6 тысяч лен.	у
В дальнейшем измерения профилей рельефа Марса
р п д ко л о к а ц и о и [ I ы м м етод о м бы л ei п р о в еде iee-д ее ео д i l о-
кратно советскими и амернкгшекими учеными, на раз¬
ных марсианских широтах. Они позволили составить
общую картину макрорельефа планеты и тропической
зоне..
Но этот метод ие может быть применен ко всей пла¬
нете. Из-за ttaклона оси Марса на угол к плоскости
его орбиты, через центр диска в разное время могут
проходить области, расположенные внутри тропического
пояса планеты, т. е. между широтам ei -j-25° и —257 Об¬
ласти более высоких широт никогда не могут-проходить
через центр диска Марса. Казалось, что мы ие сможем
получить информацию об их макрорельефе.
Однако это было tic так. Для-изучения рельефа этих
областей вскоре были лрименшпч еще два метода. Одиее
состоял в использовании космических аппаратов, прохо¬
дивших вблизи Марса или становившихся его спутни¬
ками, для наблюдении «радиозатмений» излучения
спутишча диском Марса (об этом мы расскажем не¬
сколько позже). Другой метод, очень простой и не тре¬
бующий серьезных затрат, требовал только наличия
мои и г ого телескопа с хорошим инфракрасным спектро¬
метром. Этот метод состоял в измерении эквивалентных
ширин линий С02 в спектре отдельных областей Марсд.
Как мы уже знаем., углекислый газ составляет бо¬
ле е 90% марсианской атмосферы. Поэтому можно счи¬
тать парциальное давление СОя пропорциональным гюл-
Еюму давлению у поверхности Марса. Эквивалентная
ширина полосы С02 в спектре планеты пропорциональна
содержанию этого газа на пути луча ее общему давле¬
нию, которое в спою очередь пропорционально содержа¬
нию С02 в вертикальном столбе единичного сечения.
По формулам теоретической спектроскопии .и по найден-
ной в лаборатории зависимости эквивалент гю# ширины
полосы от содержания газа на пути луча и давления
(кривая, выражающая эту зависимость, называется кри¬
вом роста) можно по эквивалентной ширине полосы СОа
определять давление у поверхности. Очевидно, что на
56

возвышенностях давление будет ниже, а в ннзинах
выше. Переход от разности давлений к разности высот
не представляет труда. Нуль-пуню: шкалы высот oujse-
деляется из радиолокационных наблюдений. Этот чрез¬
вычайно остроумный .метод был успению применен аме¬
риканскими астрономами М. Бел то пом н Д. Хантенам
в 1969 г. Им удалось построить карту лкшгй равных
высот для значительной части марсианской поверхности.
В дальнейшем этот метод применили другие ученые,
в частностисоветский астроном В. И. Моров. Наиболее
успешно этот метод применялся на космических аппара¬
тах зМарипер-6»? «Маринер-7», <кМаринср-9»> «Мярс-3»
и «Маре-5».
Сочетание всех трех методов показало хорошее со¬
гласие их между собой н позволило составить ясное
представление о рельефе Марса. Оказалось, что светлая
об л а. сть Hell a a — гз е га ] стек а я котл о в ] i iе а. расположенная
на 4,5 км ниже среднего уровня поверхности, а в обла¬
стях Tliarsis и Claritas мы имеем, наоборот, плоскогорье
высотой в 7 км. Светлые области Марса (материки) мо¬
гут быть н плоскогорьям и, и котлов к ее а ми, тогда как тем¬
ные области чаще всего располагаются и местах, где на¬
блюдается перепад высот, т. с. на склонах. Какое значе¬
ние имеет эго обстоятельство для объяснения природы
морей, будет выясззепо ниже.-
Итак, концепция «гладкого Марса» уступила место
представлению о планете, обладаЕощей сложным релЕ?с-
фом. Фотографии с космических кораблей еще более
убедили нас в этом.
Внутреннее строение Марса
На первым взгляд может показаться, что мы вообще
не можем судить о внутреннем строении Марса: у нас
нет о нем даже таких косвенных сведений, какие дают
нам показания сейсмографов о строении земных недр.
Однако такое представление будет неправильным. Паука
располагает целым набором физических сведении, кото¬
рые если не определяют полностью картину внутреннего
строения Марса, то во всяком случае позволяют по¬
строить, ее весьма правдоподобную модель.
В самом деле, нагл известны масса Марса is его сред¬
няя плотность. Далее, мы знаем скорость вращения пла-
57

петы и се полярное сжатие. Из анализу движения есте¬
ствен л ых. а те не [И? п искусстве иных спутников Марса
можзю полупить данные о гравитационном поле планеты.
Важнейшей характеристикой гравитационного ноля
является гравитационный потенциал. Численно эта вели¬
чина равно работе, которую надо совершить для пере¬
мещения едншпион массы, находящейся в ноле тяготе¬
ния планеты, из данной точки в ■ бесконечность. Потен¬
циал од но роди о :о шара, у которого плотность убывает
•с расстоянием от центра одинакоезо во всех направле¬
ниях, равен
где/ — гравитационная постоянная, Af — масса тела, г —
расстояние от его центра-.
Для реальных ид а нет, форма которых значительно
отличается от шарообразной, а распределение масс внут¬
ри может носить весьма сложный характер, применяется
разложение грав in анионного потенциала по сферическим
фу J J К LL.iL Я М. Коэ ф ф 3 [ ЦИ GHT Ы ЭТОГО р Э 3 Л 0 Ж 6J1И Я О И р С ДСЛ Я ЮТ-
ся из наблюдений движения еззутшжов планеты. Орги-ха¬
рактеризуют ее фигуру п распределение масс.
Через коэффициенты разложения потенциала опреде¬
ляются моменты мнериди планеты. Как известно, момент
инерции однородного шара относительно любой из его
■осей равен
А ^ В = С = 0/1 MR2.
Для реальной планеты главные моменты ннеринн не
равны друг другу, а ею эф'фи и и се та перед произведения-
ми Ма2, Mb2 ei Мс2 меньше 0,4 (а, b, с— полуоси эллип¬
соида планеты). Чем меньше эти коэффициенты (назы¬
ваемые безразмерным и моментами инерции), тем силь¬
нее отличается распределение масс в недрах плакстьт
от однородного. Так, у Земли бсзрязмернызй момент инер¬
ции относительно ее оси вращения ранен 0,313.
В ел j j ч и на /7 = ( с — А) /С и аз ыв а етс я д щ i а м н ч ее к з з м
сжатне.м планеты, в отличие от ее оптического сжатия,
определяемого отношением геометрических полуосей зд-‘
ли пеон да. Динамическое сжатие Марса, полученное 'по
данным «Марипера-9* (стр. 12), равно 0,0052, в хорошем
согласии с. бол ее ранними определениям и по движению
58

спутника Марса Фобоса. Оптическое сжатие планеты
больше и достигает .0>0074,
Отличз*е фигуры Марса от эе-жипотепцнальион поверх¬
ности {поверх]! ост и равного давления) должно приводить
к систематическому «перетеканию» атмосферных масс с
эзозатора на полюсы. К чему это может привести, мы
увидим дальше.
Б соразмерный момент и и ер tin и Марса, определенный
по его динамическому сжатию, равен 0,375. Иначе говоря,
Марс по своему внутреннему етросЕшю ближе к одно¬
родному шару, нем Земля. Это значпр, что ядро Марса
не должно быть столь большим, как земное, и состав¬
ляет меньшую' долю его массы (на долю земного ядра
приходится 32% массы Земли). О том же говорит сред¬
няя -плотность Марса: 3,39 з/ел3, почти в 1,5 раза меньше
средней плотности Земли.
Помимо динамических данных- п распоряжении уче¬
ных сеть п EieKoropfcte .геохимические данные. Так, обна¬
ружение сиектрлдЕшьшн методами в атмосферной пыл ее
50% кремнезема (SeOj) указывает зен то, что па поверх¬
ности Марса преобладают легкие кислые порода?, кото-
р ые б ы ли. в сво е я рем я в ы:п л а вл с ет ы и п од н ял и с ь ее а в е рх
в ходе расплавления, а затем химическом дифференциа¬
ции марсианских зЕедр. С учетом всего этого можно, опи¬
раясь на теорию внутреннего, строения плие ест, построить
модель Марса. Эта работа была иыподнешз советской
исследовательницей С. В. Козловской.
В се модели принято, что в кору Марса было выплав¬
лено 50% всего легкого сиалпческого материала, содер¬
жащегося в недрах планеты (еиаль — породы, содержа¬
щие- окислы кремния п ал so ми ни и, и аз! рн мер полевой
шпат). Поэтому толицша коры была принята равиозЧ
100 км. В ее ей сосредоточено около 7% всей массы пла¬
неты.
На долю железного ядра Марса, как показывает без¬
размерный момент Hi!cp[i.3EK, может ирнходктгюя не бо¬
лее 5% массы планеты. Это определяет радиус ядра—
950 км.
Остальное вещество недр Марса сосредоточено в его
м а н т з ? 1Е (об о ло чке, о кр у ж а ю i не й ядро). Ее г л а в и о й к о м -
понентой является, по-видимом у, оливин—тяжелая-по¬
рода, содержаЕцая ортосиликаты магния (MgsSi04f фор¬
стерит) и железа (Fe^SiO*, фай я лит). При этом доля
59

'фай я лита должна быть на 15—20% больше, нем в зем¬
ной мантии, чтобы объяснить «утяжелениеммарсианской
мантии за счет железа, не выплавившегося в ядро пла¬
неты, Средняя плотность вещества мантий Марса по этой
модели 3,55 а/сл3, тогда как у Земли она равна 3,3 а/сля.
Американский геофизик Д. Лидер со и' сделал другое
предзсоложение: юн считает, что в ядре Марса присут¬
ствует не только никелистое железо, ею м сернистое же¬
лезо, например троилит FeS — минерал, часто встречаю¬
щийся в метеоритах и более легкий, чем чистое железо
и никель. Относительные пронор'шш железа, никеля,
серы и кремния в ядре зависят от условий формирова¬
ния Марса, ч частности от температуры. Условие фазо¬
вого равновесия в системе Fe—FcS показывает, что тем¬
пература недр Марса при образ овне еии ядра превышала
1000°. Предполагая, что содержание железа, никеля и
серы в веществе Марса такое же, как в большинстве ка¬
менных метеоритов, Д. Лндерсои получил такие резуль¬
таты, Ядро составляет 12% массы Марса, а. его радиус
равен 1500 лти. Оно содержит 63% железа, никеля, сери,
входящих в состав вещества планеты, Общая доля со-
держаннп железа на Марсе 25%, тогда ка it на Земле
о]!а равна, по Б. Мейсону, 38,8%,

i»
4 AC T b El
КОСМИЧЕСКИЕ ИССЛЕДОВАНИЯ МДРСА
Кратеры и каньоны на Марсе
В июле 1965 г, американская космическая атаг-гция
«Марин ер-4» прошла от Мйрса на минимальном рас¬
стоянии 12 тыс. клл и передала зса Землю 22 снимка по¬
верх к ост и планеты. С первого же взгляда на этих
снимках удалось различить десятки кратеров* напоми¬
нающих лунные. При первом обзоре их было обнару¬
жено 70, затем число их возросло до [ 10, а после улуч¬
шения'изображении путем контрастировал нет и устране¬
ния дефектов—г даже до 300;
Кратеры Марса во me ютом напоминали лунные:
почти тот-же диапазон размеров (от 3 до 320 км), те
же формы. Только вот кратеров с центральной горкой
было сравнительно мало, да наблюдался явный дефи¬
цит небольших кратеров. Вначале это приписали малой
разрешающей способности камер «Марннера-4$, но по¬
том это обстоятельство подтвердили снимки «Мар и ме¬
ра-6» и «МарЕ.тЕтсра-7», камеры которых могли регистри¬
ровать кратеры до 0,5 /см попсрс’шиком (рис. П). Кроме
того, очертания марсианских кратеров по сравнению
с лунными казались сглаженными. Одновременно не¬
сколько ученых (в том числе и автор .этой книги) объ-
ясегилн. ото действием эрозии, в основном ветровой.
Как мы уже знаем, скорость ветра на Марсе может
достигать значительных величии.. Поэтому горные обра¬
зовании там подверг путы прямому воздействшо ветра —
выветрЕтваниЕо. Но это еще не все: ветер переносит мел¬
кую пыль, и удары пылинок за ми.члеюнье лет-способны'
производить, заметные разрушения.
Мепыпую роль в процессах эрозЕЕН на Марсе должна
играть метеоритная бомбардировка. Поверхность Лупы
беззащитна от ударов метеоритов любого размера»
от самых крупных до мельчайших. Атмосфера Марса
61
j:

3i а лежко за шип [.лет поверхность планеты от ударов < тел
мсньнес одного сантиметра: они испаряются в марсиан¬
ской атмосфере, как' н а атмосфере Земли.- Но большие
тела, разумеется, пала гот на Марс и способны тзрозгзЕо-
дззтез разрушения. ■
Следует отметить, чго Маре находится (и находился)
в иных условиях по отношению к метеоритной бомбард
днропке, чем Земля к Луна. Во-первых, он ближе к коль¬
цу астероидов, и можно думать, что в современную
Ряс. 11. Кратеры па поверхЕЮСги Мдреа. Снимок «-Марилсрз-Зэ,
эпоху метеориты астсроидальт-того происхождения долж¬
ны падать на Марс в большем згодичестве, чем на Землю
и Луну. Во-вторых, гз прошлом Марс находился в другой
части доззланегного облака si рос «в одппочку;?., тогда
]■:л к Земля и Луна аккумулировались почти одновре-
менз*о вблизи друг от друга, что могло приводить к уско¬
ренно и далее к фозеу с и о i s к е притяжением Земли остат¬
ков допланстЕЕого роя тел, падающих'на Луну. Масса
Марса — промежуточная между массами Земли и Луны,

что тоже имело значение: чем больше масса планеты,
тем больше с с «зона захвата», зона вычерпывания ве-
шестая роя,
Б 1969 г. «Марииер-С» и «М а рикер-7» передали на
Землю около 260 снимков Марса, из мил 55 -с близкого
расстояния: от 10 до 3,5 тыс. /иг. Качество этих снимков
было .значительно лучше, чем у «Мнринсра-'Ь, и они
(после соответствующей обработки) позволяли разли¬
чить детали до 0,6 к.ш
Сравнение распределения кратеров но размерам и а
Марсе и на Лупе (отдельно в лунных морях и горных
районах) отчетливо выявило упомянутый выше дефицит
мелких кратеров (меньше 5—10 км.). Большинство
крупных кратеров па Марсе имеет плоское "дно, невысо¬
кий мал с пологими склонами, мелкие кратеры имеют
преимуществеипо чашеобразную форму дна.
Открытие кратеров на. Марсе еще острее, чем рань¬
ше, поставило перед учеными старый вопрос о проис¬
хождении лунных (а теперь к марсианских) кратеров.
Как известно, в течение более ста лет конкурировали
с переменным успехом две гипотезы их образовании:
в у л к а н и чёскяя п м етеор ^ i т i з и и. И ередко они- ф игу р и р у юг
в литературе под обобщенными названиями: эн доге trim я
(эпдо — внутренней) и экзогенная (зкзо—внешний).
Метеоритная'гипотеза имеет важное преимущество
перед вулканической: она разработана с физико-матема¬
тической стороны. Советекзгн ученый- К.. П. Станюкович
еще a 193S т. разработал основы теории образования
кратеров в результате, уд а роя метеоритов с космичс-
екп.чи скоростями. В 1947 г, в статье. *0-разрушительном
действии метеоритных ударов» К. П. СтапЕоковнч и
В. В. Федынскин предсказали существование метео¬
ритных кратеров на Марсе. Значительно позднее (и
1950 г.) аналогичные предсказания сделали Э. Эпнк
и Ф. Уиппл.
В том, что подавляющее большинство мелких крате¬
ров на Марсе имеет метеоритное происхождение, сомне¬
нии у ученых не было. Их распределение по поверхности
планеты, одинаково хаотическое на «морях» is матери¬
ках, распределение по размерам (соответствующее ана-
л от и ч и ом у р ас п р еде л е i [ и ю м етеор и ы х тел), фор м а" во -
ронкн — все указывало на то, что мы имеем здесь дело
с последствиями ударов гигантских метеоритов.
03

Расемотрим физическую-картнну якд &шя. При удяре
о поверхность планеты метеорит сначала углубляется ил
некоторое расстояние в почву. Но тут же, через сотые
и даже тысячные доли секунды после удара, происходит
взрыв: вся кинетическая энергия метеорита (JO11—!013
эргов па грамм массы) превращается в тепло, а так как
она больше удельной энергии испарении, камин и же¬
леза, то сам метеорит, а также значительная часть ве¬
щества окружающей поверхности мпюаенно превра¬
щается в мар. Под действием веры на образуется выем на,
про исход V5T горизонта ль иен ft сдвиг пород по радиусам от
центра взрыва, что и приводит к формнроваизпо вала
кратера. Значительная часть -пород при этом дробится
н выбрасывается из кратера, иногда на очсень большие
расстояния (так образов ал зесь светлые ненцы зе «лучи»
у Fie которых лунных кратеров).
Чем [< р у пи ее кратер, тем больше в среднем его воэ-
раст, так как вероятность удара метеорита быстро
уменьшается с сто еяусссш, примерно обратиео пропор¬
ционально ей. На Луне кратеры сохраняются миллиарды
лет, так как там егст ветровой зрозин. На Марсе все
большие кратеры носят ее следы, а мелкие за достаточ¬
ный сроес могут быть вообще уничтожены ею. Поэтому
все мел к lie кратеры ее а Марсе недавнего происхождения.
Исследование кратеров па Марсе значительно гзрп-
близзело ученых к решению проблемы их происхожде¬
ния. причем с самым нсожидан[Iым результатом: под¬
тверди л ас ь; до -1 s j-ед н м о му, сир а вед л и во еть обе п х кон¬
ку р и р у еощи х гз Е гтотез, к а к м етео р итт ю й, га к и в уд к а н н ч е с -
Кой. О коз Е ч а т е л ь п ЕпЕ м до вод о м в п о л ьзу сира во д л и в ости
метеоритной гипотезы явилось открытие кратеров кнло-
м стр о в ы х р а з м е ров н а Ф об осе — м ал е i i ь к о м сп у т ет и ке
Марса (сто размеры 2! X 27 я,н), на котором sect н з-и-
когда не моетео бить пул капов. В пользу справедливости
пул к а н н ч со ко ft г и п отез ы гоь о р ит ап а л и з ее с кото р ы х
сложных форм кратеров на Марсе, обнаруженных уже
в 1971 г, «Мар и пером-9». К ним отееосятся кратеры с не-
с кол ьк ]{м ее ко е г ЕЕ. с Ei тр и чес к ими J i a л а ми (p elc. [ 2), - крате¬
ры-кальдеры*), кратные кратеры и некоторые другие.
Образование -таких форм от одного удара метеорита
) Кал ьд еры — ву л ка ь: ы с игир сжим 11 ж ер л ц м м, фбр л зо н в wui; i r.s ксл
l: результате провали нейтральной част л вулкана.
Ь4

невозможно, а многократное попадание гигантских ме¬
теоритов в одно и то же место совершенно невероятно.
Рис. 32. Вергшилнан кальдера в раншч Гордиево:^ Узлд (АрскнЛ
ОЗуЛКан). ДнЯщт[> HKyTp*{in«'0 ПД.ЧД ПО-Я.К. Зд.Ж:лЮ 5(еСКОЛЬКО iiCNi-
цептрикоских палозз. Сепшок «Маринс-рл-Зг.
Интереснейшим образованием на Марсе является
кальдер оно до б мьг ft	кратер Nix Olympics (рис. 13).
{к»

Известный еще но наземным наблюдениям как светлое
пят ею, он оказался самой высокой возвышенностью на
планете (22 кзг над средним уровнем поверхности) с до-
нолыто крутым валом, диаметром около 600 .or, я с ря¬
дом других концентрических кольцевых структур.
Рис. 13. Вершшгняк кальдера Еч'з'з Olympics — самая ишсская го ра¬
ма М (I рс о.
Любопытно, что большой светлая область Hellas со¬
вершен ею лишсею кратеров. Как уже говорилось, Hel¬
las — од е [ а из с а м ы х н и з к их о б л лете и з е а М а рс е, л с ж a i д а я
на 4 км ниже среднего уровня. Можно веясказать гипо¬
тезу, что в облаем: Hellas были кратеры (по крайней
ьь

мере метеоритного происхождения), по потом, как- в
лунных «моряка, их залила лава. Светлый, а не темный
вид Hellas объясняется, и о-видимому, толстым слоем
мелкой пыли, переносимой ветрами и оседающей в этой
огромной котловине.
iHsCn 14. Область ion'll с-Л шгырвой шлаки (широта W). С:-1ШОк
«MfipiiiiojJs-7».
«Мярннеру^» удалось сфототрафЕгровать и область
.южной полярной шапки (рис. 14). Изучение этих фото¬
графий показало, что толщина слоя вещества шапки из¬
меряется но крайней мере метрам!!, его никак не милли¬
метрами или их долями, как было бы в случае, если бы
■оети состояли из снега или льда. Л главное, измерения.

температуры полярной шапки показали, что ста очень
низкая; до М5°КТ Это давало еще одни, наиболее вес¬
ки й довод в пользу того, что вещество полярных ша¬
пок — за м е р з ш а я у гл е к i j ел от а («су хо й л е д>).
1971 г. был во всех отношениях «годом Млрся».
Ш августа наступило очередное великое противостояние
.Марса, когда 3 с геля и Марс сблизились до 56 мл ее. км..
Во мееогих обсерваториях мира велFicb разнообразные
наблюдезЕии планеты. Особенно пнтенсивею они велись
в Советском Союзе, Соединенных Штатах А мер]-; к и,
Франции, Японии.
19 ее 28 мая 1971 г. к Марсу были запущены две со-
в етс кие автом ат и11 сс к и е м еж планетные ста к ци и * М аре- 2»
IE «.Марс-З». 27 ноября и 2 декабря 1971 г., после 192
и IS3 суток полета соответственно обе станции прибли¬
зились к Марсу н стали его искусственными спутпн-
ками. Впервые в истории спускаемый аппарат станции
«Марс-З» совершал мягкую посадку на поверхность пла¬
неты г. ее южном полушарии, между светлыми обла¬
стями Elcclris и Pbaeiomis.
Советская AM С «М.арс-2» бЕтда выведена тта орбиту
с мшшмадьиым удалением от поверх ее ост и планеты
1380 км, м а кс и м а л ь н ы м — 25 ООО лзн. е е а к л о i еом к з к в а -
тору 49е н периодом обращений 18 часов. Станции
«Марс-3» двигалась еео орбите с минимальным расстоя¬
нием 1500 к.и ее периодом обращения около N суток.
Максимальное расстояние стапшш от Марса в апоцентре
орбиты составляло 190 тыс. к,ч, т, е. половину расстоя¬
ния от Земли до Луны,
Станция «Маре-3.» производила фотографирование
Марса е разных расстояний. Кроме того, обе станины
производили измерении параметров поверхности п атмо¬
сферы, а также магнитного моля планеты.
Но самые ЮЕтересные фотограф ее ее марскаЕЕскпх об¬
разований были получены с космического аппарата «Ма-
ринер-9», котор L..EEi 14 ноября 1971 г. стал нерв нм исхус-
стеюнным спутником Марса.
На снимка гг «Маринера-9» были обнаружены гигант¬
ские кзеггюкы — длннЕЕые, глубокие долины (грабены)>
тянущиеся иногда па тысячи километров. Таков Боль-
зной Капьоп (рис. 15), проходящий несколько южнее
экватора от 27° до 110° долготы. Когда его нанесли на
карту, оказалось, что он идет из темпов области Aurorae

Sinus к темному треугольному пятну Tit lion ins Lacu.s
и хорошо совпадает с давно известным каналом Copra¬
tes (Копрат). Однако такое соответствие каналов каньо¬
нам, обнаруженным на крупномасштабных снимках
Марса, наблюдается далеко не всегда,
Общая длина-Большого Каньона составляет 4000 км,
его ширина достигает 120 км, а глубина — 6 км. Во все-
РйСг 15- Чяс'п» птяптсксго rpdOeim — каиьенд Кспрат, Показа ч уча¬
сток длт:соч1 440 км. Сбитая длина грабежа — боле и -10(H) км,
стороны от него отходят овраги меньших размеров, дли¬
ною до 150 км и шириной 5—10 км. Они разветвляются,
иногда создавая очень интересные фор.мы, как, напри¬
мер, образование, назван flog «лзостройа, на долготе 05°
и широтах от —о* до —15* (рис. 16). Бели сам Боль¬
шой Каньон, несомненно, представляет собой грабен,
или разлом в марсианской коре, ;То отходящие от tiero-
овраги возникли, скорое всего, в результате ветровой
Эрозии,
Напомним, что длина наибольшего на Земле Гранд-
Каньона (долина реки Колорадо, США)—100 км, а его-
глубина 1800 м. Таким образом, марсианский Боль-
69-

[поп Каньон превосходит по масштабам свой земной
.аналог.
В феврале-марте 1974 г. четыре советские автомати¬
ческие межпланетные станции «Марс-4»,. «Марс-5»,
«Мароб» и «Марс-7» прошли вблизи красной планеты.
Станция «Марс-5» вышла на орбиту искусегвснеюго
•спутника Марса, а спускаемый аппарат статши «Марс-6»
■совершил мягкую посадку па поверхность планеты.
Рис. 1й. Сястсма разломов «Люстра», првмыизгэщая я грай сиу
Когграт. Снимок «МарлиурД*^-
С та; щи и «Мар с-4» и «Марс-5» передам1 и на Зсмлео
130 фотографий поверхности планеты, в том числе не¬
сколько панорамных и три триады снимков со свето¬
фильтрами. Качество и разрешающая способность фото¬
графий не только не уступают снимкам «МариЕшра-О*,
по порою превосходят их. ОдпонремсЕню с фотографи¬
рованием производилась фотометрия и поляримстрия
■соосными фот о метр а'ми и поляриметрами, работавши¬
ми в семи спектр а л ън Ел х диапазонах от 0,1 до 40 мкм.
' 7U

Кроме того, регистрировалось радиоизлучение планеты
на волне 3 см.
На снимках «.Марса-4» п «Марса-5» видны много¬
численные кратер ел диаметром от 1 до 150 к At. Некото¬
рые из них в районе Эритрейского моря_и Босфора со-
слее пены долиной шт руслом шириной 25—35 км. С се¬
веро-запада и пего «впадает» бодее узкое извилистое
русло (5—7 км), и а поминающее русло пересохшей реки.
Р;:с. 17. Русяоподобму-з ггрото*0г ал -.Марсс.
(рис. 17). Оно было сфотографировано еще в 1И7Й Е\
«Марин сром-6» и получило название Циргал*}. Иссле¬
дование возраста этого образоишшя показало, что он из¬
меряется мпотише миллионами, даже сотнями миллио¬
нов лет.
Как показывают фотографии со светофильтрам и, дею-
некоторых кратеров имеет сине-зеленый оттенок, резко
выделяющийся на общем оранжевом фоне. Пока еще
*) Прекрасна;:	Пиргая	—	гтрукии	одиото	на	стихатворешш-
В. Я. Ejptoeoua.
71

■нельзя сказать, имеем ли мы здесь дело с выходами по¬
род другого состав л или с растительностью, суш.оетьо-
■ ванне которой на Марсе все же не исключено.
Максим а льва я зарегистрированная на Марсе темпе¬
ратура—около ОХ. Но поскольку эти измерения отно¬
сятся к широтам 25—35° южного полушария (где в это
время была осень), можно считать, что в районе эква¬
тора в послеполуденные часы температура достигает
Г)—12°С. Не надо забывать, что Марс и феврале-марте
1974 у. был уже довольно далеко от перигелия, который
он прошел в- августе 1973 г,
К 6 часам вечера по местному времени температура
на Марсе сЕгнжается до —20й п даже до —30 X, а еще
спустя 3—4 часа — до —55X. Вдоль трассы полета
«Марса-5» наблюдались местные колебания темпера¬
турь! в пределах 5—8°, объяснимые различием поглоща¬
тельных и отражательных свойств пород, устилающих
поверхность планеты вдоль трассы. Неоднородность по¬
верхности подтверждают п поляриметрические измере¬
ния, -проведенные в ходе совместного сооетско-фрлпцуэ-
-ского эксперимента. Участки, покрытые мелкой пылыо,
чередуются с обширными каменистыми районами.
Геология Марса развивается
Если до 1972 г. происходило в основном «первичт-гас
накопление» фактических данных о строении марсиан¬
ском поверхности и рельефа, то уже в 1973—1974 гг. был
выполнен ряд обобщающих исследований и этом на¬
правлении.
Американские ученые па основании 7300 фотографий
Марен, полученных космическим аппаратом «Мари-
пер-9», составили фото мозаичную карту его поверхности
в масштабе 1 : 5 000 000■ и ряд геологических карт в раз¬
ных масштабах. Анализ этих снимков и карт показал,
что Марс более изменчив и динамичен, чем предпола¬
гали ранее. Характерным свойством поверхности пла¬
неты в глобальном масштабе является наличие как бы
единого гигантского «материка» в южном полушарии
п единого «океана» в север ноль 13 то время как поверх¬
ность южеюго «материка» покрыта большим количе¬
ством ударных (т. е. метеоритных) кратеров, равнины
северного полушария почти лишены их, по зато несут

на себе следы обширных отложении, частично осадоч¬
ного происхождения. Здесь же сосредоточено большин¬
ство вулканов. Анализ фигуры Марса показал, что по¬
крытые кратерами возвышен] гост и лежат в среднем на
S км выше, нем гладкий «океан» северного полушария.
Наличие лйшь слабых следов космической бомбарди¬
ровки показывает, .что поверхность океана сложена бо¬
лее молодыми породами (скорее всего, излияниями ба¬
зальта), чем испещренный кратерами материковый
район. Дли равны/ характерно наличие вулканов в виде-
Рис, 1S. Гипсометрическая кривая для МгфСа, доказывающая ча¬
стоту встречаемости уровней нысот (от условного нуля),
конусов с кальдерами на вершинах. Свежие натеки па
склонах конусов тоже указывают па их геологическую
молодость.
Распределение участков поверхности Марса по уров¬
ням, построенное У. Хартманном на основе как радио¬
локационных, так и спектр ©фотометрических разрезов
рельефа, позволило установить, что гипсометрическая
кривая Марса, показывающая, как часто встречается на
планете тот или иной уровень, имеет два максимума
(рис. 18). Таким же свойством обладает, как из тест но,
гипсометрическая кривая Земли. Причина этого явлении
состоит в том, что гранитные континентальные блоки
земной коры как бы плавают в более плотном веществе
73,

мантии, в соответствии со схемой Дж, Эри. При этом
-они подобно ледяным айсбергам в океане возвышаются
над средним уровнем океанического дна на несколько
километров. Два максимума на гипсометрической кри¬
вой Земли п соответс 1‘hveot средним уровням материков
и дна океанов.
Нечто подобное наблюдается и на Марсе. .У. Харт¬
манн построил такую схему для Земли и Марса
(рис. 19). Данные для Земли известны из непосред¬
ственных определении плотности пород и сейсмических
измерений. Средняя плотность гранитных материковых
блоков 2,75 г/с л г*. базальтовой «подложки» 3,05 г/см\
среднее возвышение материковых блоков над «подлож¬
кой» /гс = 3 к/г, их погружение /к-= 31 о?, а общая
толщина /г.. /д = 31 км. Плотность верхней мантии
iMapca, по Байндеру и Девису, составляет 3,4 г;с/м
/Яюе
(эта
дет7
I ?5фм
дж
py.JS,J
Ук - 3
19. Схема расположения материковых н mojkkecx учнеткоп кор!*
ггн Земле л на Марсе.
величина рассчитана теоретически на осееовяпнн средней
плотности и модели внутреннего строения планеты). Для
плотности материков Марса Хартманн принял значение
2,9 sf см3 — н е с кол ьк о б о л ь: нее, ч е .м д л и 3 е м л и, в и яду
меньшей концентрации вещества к центру планеты. Из
гипсометрической кривой для Марса можно получить
величину hc = 3 км (как для Земли). По величине h0
и значениям плотностей получается общая толщина
коры Марса /г,- -|- hv = 20 к,и с возможными пределам ее
от 15 до 33 км г. Таким о бра лом, кора Марса, по схеме
ХартмаЕша, тоньше .земной и лунной коры (толщина по¬
следней но сейсмографическим данным равна 65 ял;)-
Близкие результаты независимо от Хартманна' получил
советский геолог В. 13. Нейман.
Для понимания дальнейшего необходимо Егапоминть,
что мы еще ice имеем общепринятой точки зрения на
глобальную тектонику нашей Земли. За последние
15 лет псе более широкое распространение получает
74

выдвинутая английским геологом Л. Холмсом н разрабо¬
танная американскими геологами Р. Дитцем н Г. Хессом
«глобальная тектоника плит», суть которой заключается
в следующем (рис. 20): земная кора (литосфера) со¬
стоит из нескольких гигантских плит протяженностью
в тысячи километров, разделенных трещинными разло¬
мами, проходящими а до ль осей океанических хребтов*,
в так называемых-рифтовых зонах (один из таких хреб¬
тов проходит по средней линии Атлантического океана).
Как установлено ЕкзлосредственЕшми исследованиями,,
океаническая кора — весьма молодая (около 100 млн,
лет), Кроме того, наблюдения свидетельствуют, что Ев¬
ропа и Америка отдаляются друг oi друга со скорость'о-
Рис. 20. Схема да и жени й в литосфера и астезюефгре согласно. гло¬
бальном тектонике длит,
4 с,«/год. Возрождая старую гипотезу дрейфа материков,
авторы глобальной тектоники плит утяерждаЕот, что
в области океанических хребтов поднимаются вверх
новые участки литосферы, что приводит к раздвиганию
илнт в стороны от зон поднятия. Встречаясь со старыми
блоками материковой коры » районе островных дуг, рас-
•положенных вдоль границ материков, расходящиеся пли¬
ты уходят под материковую кору, погружаясь обратно-
в мэнтнео. Места, где это происходит, называются зо¬
нами поддвигания. Все движения плит происходят на
р аз м я гч е н е I о й вер х з £ е й ч астн м а нти и — астеносфе¬
ре— слое, имеющем пониженную плотность. Источни¬
ком энергии служат конвективные движения & мантии.
Гипотеза глобальной тектоники плит получила
подтверждение со стороны падеомагнитЕгых данных. По¬
следние показывают, что ориентировка магнитных мери¬
дианов в древние эпохи на разных материках была
7&

■различной, что как будто свидетельствует о смсщеЕГНи*
.дрейфе материков. Однако эта конце дни я встречает ряд
■трудностей* главным образом геологического характера.
Вокруг нее продолжаются острые дискуссии как те ка¬
зней стране, так и за рубежом *). Поэтому изучение дан¬
ных по геологии Марса может сыграть известную роль
в проверке и этой гипотезы.
Марена искан корд, особенно в районе Тарейс, пока¬
зывает ясные признаки поднятий, вызванного движения¬
ми мантии. Эти поднятия сопровождаются уничтоже¬
нием древних кратеров, образованием разломов и систем
грабенов, подобных каньону Копрат, тянущемуся на
*1000 и проявляются в интенсивном вулканизме. По
мнению У.Хартманна, это указывает на текущую или не¬
давнюю активность мантии планеты, достаточную для
возмущения ее коры, объясняющую ее дифференциацию
(наличие двух тегпов пород: темных п светлых) и образо¬
ван не материковых блоков, но недостаточную для созда¬
ния развитого дрейфа материков или складкообразую¬
щего столкЕювеиия плит, как это имеет место на. Земле.
Действительно, как. отмечают американские специа¬
листы Р, Шарп и М. Кэрр, на Марсе не удалось обна¬
ружите» никаких характерных признаков зон поддвнга-
I г е г я или признаков расширения о лит коры. В част ноет ее,
вул к а н ы М а р са а: г а л огич ее ье зем ее ы м в н у т р ип л итовы м
вулканам* лнллогет же вулканов земных зон иодд&ига-
ния отсутствуют.
Можно считать, заключает У, Хартманн, что Марс
в геологическом отношении занимает промежуток ею о
положение между Луной и Землей. На Дуне мы не на¬
блюдаем ли поднятий коры, ни иризпакои столкновений
плит; на Марсс поднятия коры наблюдаются, а столкно-
венЕЕя плит —нет; наконец, на Земле происходят и те
и другие процессы.
Проявления вулканизма на Марсе были подробно
изучены М. Кэр ром. На Марсе есть два класса вул¬
канических образований: покрытые редкими кратерами
*) См, X а и и И. Е., ПроискодЕгт joj научная ре нал тощ i я з гео¬
логии? «Природа», № I. L970; Л р т к> ш г* о в П. ТЗ., Что приводит в
движение земную кору? «Природа», № [0, 1973; Го род ни ц-
кп и А. М., С о р о хт и и О, Г.* Ушаков С. Л., Дрейф кегшпзентов
и современные представлений об эволюции Земли, «Земли н Вселен¬
ная», X? 5* 1974.
Л5

равнины, иап'омииаюшнс лунные моря, н круглела образо¬
вания» к киуорьтм относятся щитовидные вулканы. купола
в кратеры*). Вулканические образования распределены
по поверхности планеты неравномерно, будучи сосредо¬
точены почти полностью в одном полушарии — на терри¬
тории северного «океана». Щнтог.пдные вулканы Марса
(см. рис. 13) больше их ссменях прототипов, поскольку
марсианская кора неподвижна по отношению к мантии,
что оставляет больше времени на рост щитов. Анализ
крупномасштабных снимков поверхности Марса показы¬
вает, что вулканическая активность имела место на про¬
тяжении всей доступной дешифровке истории планеты,.
Попытка проследить историю развитии марсианского
рельефа на оснощшии анализа снимков «Маринеров»
была предпринята советским геологом 10. А. Хода ком
и чехословацким планетологом Кг Бенешем, Последний
выделяет четыре основные системы, отражающие после¬
довательность эволюции поверхности планеты: д озл л ад¬
скую, элладскую, амазонскую и олимпийскую. В схеме
Ю. А. Хода ка—девять периодов развития Марса;
1) древнейший, с формированием древних кратеров;
2) элладский кряжистый, ил и мезогенскнй, сопровож¬
давшийся образованием кряжей и кратерных площадей;
3) элладский выровненный, нлн аргирский, с образова¬
нием опущенных талассоидов; 4) дев ка лионский, с обра¬
зованием несколько приподнятых кратерных площадей,
5) эритрейский, с образованием опущенных кратерных
площадей с кряжами и расселинами; 6) атлантид-
ский, с образоватшем линейных депрессий типа «кана¬
лов»; 7) олимпийский, с образованием приподнятого
массива; 3) ттеоолимпнйекпй, с-о бра зов а не гем вулканиче¬
ских структур; 9) новейший**).
*4 Щитовидные вулканы образуются в результате поступления
снизу, из аеты'.о сферы, легкой базальтовой лавы, растекающейся в
стороны и создающей подобие шита. Эти вулканы имеют малые
углы склонов {около 1СП, в отличие от пасы пн 1,1.4 конусов типа Ве¬
зувия. Типичный представитель щитовидных вулканов — Маука Лов
па Гавайях. Купола — округлые поднятия, обвиню ворнзины скледок
земной коры. Нередко иг куполах образуются вулканы.
**) Названия периодов образовать от русских паименований
основных дета лом альбедо (темных и светлых шатен) Марса*. Эллада
(Hellas), Мезогся (.Mesogaea), Ajn-ир (Argyre), Страна Девкалпони
(Deucationii Regie), Эритрейское Море (Маге EryfchL'aeumj, Атлан¬
тида (Atlantis), Олимпийские Снега (Nix Olympica).
77

Еще в 1959 г. советский планетолог Г, Н. Каттер-
фельд высказал гипотезу, что марена некие «каналы» —
это в исконном разломы, подобные- глуби иным разломам
Земли. В 1973 г. Г. В. Чарушин и Г. 1-L Каттерфельд
произвел ei статистический анализ распределения «капа*
лов» Марса и разломов Земли по направлениям и изме¬
нения их частоты по еелощэдям. Им удалось выявить
много общего в этих рас пределе пнях для Марса и Земли
и сделать вывод о том, что фотографии «Маринеров»
подтверждают разлом ну ю гипотезу.
Но произведен! г ос уже в 1975 г. американскими аст¬
рономами К. Саганом и П. Фоксом детальное исследова¬
ние связи сети «каналов» Ловелла с реальными струк¬
турами рельеф)а и деталями альбедо Марса (т. е. с гра¬
ницам]] материков и морей) показало, что только
меньшая доля классических «каналов» связана с раз¬
ломами (типа Коирата), горными хребтами, цепочками
кратеров и другими образованиям]]. В их числе оказа¬
лись, между прочим, и все те каналы, которые выходили
на фотографиях, Большая же часть классических «кана¬
лов» все-таки оказалась оптической иллюзией. И гипо¬
теза 3 (см. стр. 28} снова заняла доминирующее поло¬
жение, сильно потеснив гипотезы 26 к 2в.
Пусть читатель, однако, не огорчается -этим обстоя¬
тельством. На смену «каналам» Скиапарелли и Ловелла
пришли другие каналы (без кавычек) — вполне реаль¬
ные образования, поставившие перед учеными ряд труд¬
ных, но интересных проблем. О ешх будет рассказано
в следующего разделе.
Большое исследование распределения марсианских
кратеров по размерам в различных областях планеты
в ел под ннл У. Хартманн. Число малых кратеров на еди¬
ницу площади даже в густо покрытых кратерам el райо¬
нах меньше, чем на Фобосе и Деймосе. Это позволило
оценить скорость эрозии, разрушающей малые кратеры
Eta Марсе и отсутствующей на его спутниках, а заодно
оиепить возраст разлЕЕчкых кратерных площадей. Со¬
гласно этим опенкам, вулканический район Тарспе не
старше 300 млн. лет, тогда как древние кратерные обла¬
сти южного полушария насчитывают возраст 3—4 млрд.
лет. Самые крупные щитовидные вулканы в Озере Фе¬
никса н Олимпийских Снегах существуют не более
78

100 млн- Заметно также, что около 600 млн. лет на¬
зад скорость эрозии резко уменьшилась.
Процесс ветровой эрозии и свизднегый с нею перенос
пыли и образов я н не слоистых отложен л и тоже явились
предметом исследования американских 'специалистов.
Выветривание на Марсе играет гораздо большую роль,
чем на Земле, в изменении его рельефа. Перенос ныл ее
Рис. Я[, Дкнеы на Марсс (сип мох йМдрийСрл-У^Т
н золок ь! (ветровые) отложения определяют структуру
многих районов на Марсе. Сплошным покровом таких
отложен и й покрыта гигантская котловина Эллады, Во¬
круг границ полярных шапок дренние слоистые отложе¬
нии образовали большие луикн н ложбины. Ив .этих
областей происходит постепенный перепое эоловых'об¬
лом ков к экватору. В некоторых местах отмечены об¬
разования типа дюн (рtic, 21), в других — слоистые '
7<j

волнообразные отложения. Расположение слоев нанос¬
ных пород почти симметрично относительно экватора
планеты (их мощность возрастает к полюсам) и почти
одинаково в обоих полярных районах.
Разумеется, все это —лишь первые шаги в понима¬
нии геологии и геоморфологии Марса. Впереди — новые
исследован им, Ценный вклад даст детальный анализ'
крушю.м асштa G i 1 ых фотографнй аове рхности Марс а, по¬
лученных в феврале и марте 1974 г. советскими автома¬
тическими межпланетными ста и дня ми «Марс-4» и
«Мйрс-5».
Климат Марса в прошлом
Среди образовании, обнаруженных па поверхности
Марса, всеобщее внимание привлекли русдообразпые
протоки, иди меандровые долины, о которых уже. упоми¬
налось*). Их внешний вид, наличие «притоков» вряд ли
можно объяснить иначе, чем предположив, что это —
русла рек.
Однако, как уже говорилось выше, па Марсе в на¬
стоящее время реки течь sec люгут, там вообще не может
быть жидкой воды. Причина этого состоит в том, что
при тех низких давлениях, которые господствуют па
Марсе, вода закипает уже при очень низких температу¬
рах. Тройная точка воды, когда лед переходит в пар,
минуя жидкую стадию, соответствует давлению6,1 мбар,
которое как раз характерно для среднего уровня поверх-
и ос т и Марса. Но даже при более высоких давлениях
(10—20 мбар) вода должна закипать при температурах
7—18С'С, которые на Марсе осуществляются. Поэтому за
короткий срок вода должна переходить в пар.
Никакая другая жидкость не могла образовать на¬
блюдаемых русел: лапа быстро застывает, а жидкая уг¬
лекислота даже в земных условиях не может существо¬
вать; твердый СО* переходит непосредственно в пар
и наоборот.
Итак, единственное возможное объяснение меандров
на Мар ее — это образование водных потоков, рек, Сей¬
час для него нет необходимых условии—значит, они
были ь прошлом. Для этого нужно допустить, что
*) Мяяпдра&ж яазшзают аысохшле (старые) русла рек.
8J

и более ранние эпохи атмосферное давление на Марсе
было значительно выше, чем и настоящее время.
Возможно ли это? Оказывается, да, Водь Марс —
единственная планета, где вещество полярных отложе-
и н я (пол ярпых шапок) сон i [ ада ст п о сост а ну с ос 11 они ы м
г аз о м а тм ос ф е р ы — угле кис л м м. г а з ом.
(В самом деле, на Земле полярные шапки состоят
из замерзшей воды, а доля водяного пара- в земной ат¬
мосфере не превышает 0,3%. На Венере же -вообще не
существует полярных шапок.)
Это значит, что если бы можею было вещество по¬
лярных шапок Марса превратить в пар, то /давление его
атмосферы существеЕшо увеличилось бы. В самом деле,
общая масса марсианской атмосферы равна 2-1O10 а,
тогда как масса полярных шапок Марса, по расчетам
амернканекого астрсшома К-'Кросса (1971 г.) и совет¬
ского радиоастронома В. И. Алешина (1972 г.), почти
такав же. В случае их полного испарения масса СО?
в атмосфере Марса, л значит, и атмосферное давление,
удвоились бы. Образование жидкой' воды п текущих рек
стало бы возможным.
Увеличение мощности атмосферы, состоящей из СО?,
приведет к усилению парникового эффекта и повышен ню
температуры планет. Однако парниковый эффект —
лишь вторичная причина повышения температуры, пояи-
лпеощяяся уже в результате испарения полярных шапок.
Должна существовать первичная причина, влияющая Eta
климат планеты.
Для объяснения потепления климата Марса тз про¬
шлом были предложены две гипотезы. Одна из них (бо¬
лее прозаическая) была предложена американскими
астрономами Дж. Бсреесом и М. X ар витом и состоит
в том, что из-за прецессии оси Марса (под действием
Солнца) и плоскости его орбиты (за счет возмущении
от планет) с периодом сум мар его и прецессии 50000 лет
эпохи резкого различия температурных условий лета
и зимы (когда лето в одном из полушарий совпадает
с пол о жен и e.M М а ре а б л из и ер и тел ия, а з и м а — б л из
афелия его орбиты) сменяются через 10—12 тысяч лет
эпохами более умеренного климата, есогдэ и лето, и зима
в обоих полушариях наступают при средних расстояниях
Марса от Солтща. В последнем случае минимальная
температура на планете будет выше, а зима в южном
8]

полушарии короче, чем о настоящее .время. В эти эпох»
и были, по мнению Бернса и Ха рви та, необходимые ус¬
ловия для полного испарения обеих полярных шапок.
Оба ученых предложили даже фантастический про¬
ект, как «удержать» ось Марса б благоприятном дли
климата положении. Для этого нужно переместить Фо¬
бос на другую орбиту либо создать вокруг Марса коль но
новых «естественных» спутников, позаимствовав их из
пояса астероидов.
Гораздо более интересна и оригинальна другая ги¬
потеза, предложенная К. Саганом. В ней 'американский
ученый попытался объяснить с единой точки зрении та¬
кие, казалось бьт. разные явления, как ледниковые пе¬
риоды па Земле, недостаточный поток нейтрино от
Солнца п реки на Марсе.
В самом деле, за последи не 100 тысяч чет Земля пе¬
реживала четыре периода оледенения, перемежавшиеся
сравнительно теплыми межледниковыми периодами,
одни из которых мы переживаем сейчас. Наиболее ве¬
роятной причиной этих чередовании теплых и холодных
периодов является изменение притока солЕгеччого тепла.
С другой стороны, поток нейтрзшо, улавливаемый со¬
всем сетным и кснтриЕшими телескоп а м зе, намного мень¬
ше, чем следовало ожидать, исходя из представлений
о происходящих на Со,типе термоядерных реакциях*).
К- Саган совместно с астрофизиком Э. Юнгом предло¬
жи л с л еду тон Е.е с о бъ и с 1 i е г i к е.
Ядро Сол Нин, и котором происходят термоядерные
реакции, испытывает периодические (е периодом около
10& лет) расширения, вызванные перемешиванием лет¬
ного-изотопа гелия Не3, играющего важную роль и цеин
так называемой проток-протон пой реакции. Выход ней-
трино' отражает совремсЕшую интенсивность термоядер¬
ных реакций, которая, по мнению Сагана н Юнга, по¬
нижена. IIпоборот, излучение, нешятывая па пути от
ядра Солнца к его поверхности длинную пень процессов
рассеяния* поглощения п псрсизлучения ка других дли¬
нах волн, характеризует уже прошедший этап в эволю¬
ции Солниз. Изменение светимости Солнца за счет
пульсаций его ядра но схеме Сагана — Юига может
*) См. .Мартын on Д. Я., Чщ беснокуит'астрофизике*!, «Зем¬
ля и В сел си щи?,	U 107!,
82

составлять 7—30%, а .этого достаточно для объяснения
ледниковых периодов на Земле и колебаний климата
Марса. Однако периид пульсаций, полученный Саганом
и JOtiroM, значительно больше периода повторения оле¬
денел ни (на 3—4 порядка), и в этом — главная труд¬
ность такого объяснения ледниковых периодов. Правда,
Рис. 23. С.-юистая структура полярной шапки Марса (по оянмкан
«Марянсра-*)»},
косвенным ее подтвержден и ем является наблюдаемый
разброс на диаграмме «цвет — светимость» для звезд
рассеянного скопления Ясли, возраст которого ЗАО3 лет.
Этот разброс может быть объяснен пульсацией ядер
этих звезд н колебанием их светимости.
На самом Марсе тоже обнаружены признаки оледе¬
нений. Это тин пилые формы рельефа, образуемые, лед¬
никами; U-образныс долины, «висячие» долины, долин'ы-
прнтоки, острые гребни, седловины п другие. Но самих
S3

ледников jie видно. Отсюда ряд исследователей делает
ешвод, что оледенении были на Марсе в давнем про-
шлом, в зпохет больше it влажности и более сурового
климата.
В районе полярных шапок, после стаивал ля значи¬
тельной! части углекислого «снегам, остаются .хорошо па-
блюдаемыс слоистые отложения, Ешззапние ллмеептши
(рис. 22), Толщина каждого слои— десятки метров*
а всей системы отложения — около 2 км. Из чего они
состоят? Из светлых м ел к о раздробленных пород, как
полагает Дж, Катгс, или из слоев льда СО2, лишь защи¬
тен пых минеральными отложен н\я мл от летнего таяния
н испарения, как полагает К. С ага я? Еслее верна по¬
следняя точка зрения, то масса твердого СОо в поляр¬
ных шапках возрастает на несколько Егорядков против
[[риведенных выше оценок К. Кросса ц В. И. Алешина*
■г тогда плотность и давление атмосферы Марса в про¬
шлом могли быть значительно выше, чем сейчас.
Большая пылевая буря и ее причины
Вернемся к поп opto 3971 г., когда к Марсу подлетали
сразу три космические станции! две советские («Марс-2»
и «М. а ре-3») и американская «МариЕ1ср-9*.
Метеорологическая обстановка на Марсе сложилась
в это время довольно своеобразная. В июле 1971 г., co¬
in депо п а бл годе ни ям па Шемахипской астрофизической
обсерватории Академии наук Азербайджанской ССР ат¬
мосфера планеты была умеренно прозрачна во всех
длинах волтт, и в ней не наблюдалось ни сип их, пн жел¬
тых облаков. Южная полярная шапка четко выделялась
на фоне материков, превышая их по яркости втрое
(в фиолетовых лучах). Была видна и северная полярная
шапка. Контраст морен и материков в красных лу¬
ках составлял около 30% о был примерно таким, как
в первой половине августа 1956 г., до начала пылевой
бури.
Как известно, в копне августа — начале. сеЕЕТября
1956 г. в южном полушарии Марса разыгралась сильная
пылевая (буря, скрывшая на две недели южЕгуто поляр-
ееую шапку п резко понизившая контрасты «моря — ма¬
терики» (до 10% в красных лучах). Новая пылевая
буря, только еще большего масштаба, разыгралась на
84

Марсе во второй половине сентября 3971 г., еще до под¬
лета к планете автоматических межпланетных станций.
В отличие от 3956 г., на этот раз пылевая буря была
более длительной и устойчивой. Она началась 22 сен¬
тябри в светлой области Noachis (в южном полушарии)
и 1C 29 сентября охватила 200 градусов по долготе от
Ausoniа до Thaumasia. Яркость и цвет пылевых облаков
были такими же, как у светлой области Hellas, 30 сен¬
тября исчезла южная поляр паи шапка. На следующий
день пылевые облака закрыли Маге Sire пит, а 5—7 ок¬
тября— область So] is Lac из. 11 ноябри, когда «Мари*
нер-9» на подлете Eta чал фотографировать Марс (с рас¬
стояния 1350 000 K&)t пылевая буря продолжалась, Она
была столь интенсивной, что, по отзывам американских
специалистов, планета имела «сенероподобный вид»,
С расстояний 850 000 н 570 000 к/л уже можно было раз¬
личить отдельные облачные образования,
15—20 ноября наступило, казалось, просветление. Но
потом псе началось снопа. Когда к планете подлетели
«Марс-2» и «Маре-3», все южпос полушарие планеты
было охвачено мощной пылевой бурей, которая до кои па
года затрудняла научные исследования поверхности
Марса с его искусственных спутников. Лишь около
10 января 1972 г. пылевая буря прекратилась, и планета
приняла свой обычный вид.
По фотометрическим наблюдениям, произведенным
прибором станции «Марс-3» и декабре 1971 г., советским
ученым В, И, Морозу и Л, В, Ксаифомалнтн удалось
оценить средний размер частиц пыли; около 1 микрона.
Температура поверхности планеты кз-зя поглощения
солнечных лучей пылью понизилась на 10—60% а тем¬
пература атмоеферы повьтсил а сь.
С 22 января по 18 февраля (972 г. с борта космиче¬
ских аппаратов «Марс-2» и «Марс-3» была проведена
большая серия намерений температуры поверхности н
подповерхностного слоя планеты, изучался се рельеф,
характеристики атмосферы Марса и околопланетного
космического пространства. Данные, полученные в этот
период, показали, что пылевая буря окончилась, темпе¬
ратура поверхности увеличилась до уровня, ожидаемого
при высокой прозрачности атмосферы, возросли контра¬
сты деталей поверхности в красной и ближней инфра¬
красной областях спектра.

Какие же причины вызвали столь мощгтуЕо ее длитель¬
ную jib]левую бурю? Американские ученые К. Саган,
_Дж. Веверка и П. Гираш Era основании теоретического
нсследоваЕшя ветровых режимов на Марсе пришли к вы¬
воду, что наиболее эффективным механизмом подъема
пыл к с марсианской поверхности являются смерчи, пли
«пылевые дьяволы» (dust devils). Образование смерчей
знмои невозможно из-за слабого солнечного нагрева. Ле¬
том и в экваториальных районах на плоских простран¬
ствах смерчи должны образовываться благодаря интен-
■ензпой инсоляции (солнечному нагреву)* на сгстонэх лее
их могут подавлять наклонные ветры. Для подъема пыли
нужна скорость ветра ь 80 м/се*. Из Марсе имеются
области, где такие скорости наблюдаются. Смерчи обра¬
зуются преимущественно вблизи перигелия, когда интсег-
снвность инсоляции на 28% больше, чем во время «сред¬
него» противостояния, и гг а --17% больше, чем в афелиЕЕ.
Вот почему чаще всего пылевые бур]* бы в енот в периоды
в ел и к е I х противостояния, когда лето в южном полуша¬
рии совпадает с прохождением Марса через перигелий.
Замечательно, что пылевые бури 1956 и 1971 гг. 'начались
почти г-га одинаковых гелиоцентрических долготах Мар¬
са (и ■= 34 [° в 1956 г. и ii = 3-1G0 в 1971 г.), за 30 и
20 суток до летнего солнцестояния в южееом полушарии
соответствен еео.
Астрономы ожидал ее новую пылевую бурю б июле-ав¬
густе 1973 г., когда Марс дол же]] был вновь пройти че¬
рез перигелий, но буря «опоздала»—она началась лишь
13 октября появлением трех пылевых облаков в районе
Solis La си s. Гелиоцентрическая долгота Мг;рса была
-Г| = 2-1°, в еожном полушарии была вторая половина лета.
По мегспело америиаЕЕскнх астрономов, пылевая буря
1973 г., продолжавшаяся до ноября, уступает лишь боль¬
шой пылевой буре 1971 г. и превосходит бурю 1956 г.
Измерения радиолркостной температуры поверхности
планеты, проведенные в 1972 г. автоматической станцией
«Марс-3», показали, что на глубине нескольких десятков
сантиметров температура практически не зависит от вре¬
мени суток (ira самой поверхности суточЕгые' колебания
температуры достигают 70 градусов). Заметно ослаблены
к сезонные изменения температуры на этой глубине: об
этом можно было судить по шпротному распределению
радиол ркостпон температуры, поскольку к южном
-йб

полушарии Марса в это время был конец лета, а в се¬
верном— копен, зимы. Все эти данные указывали на
низкую теплопроводность марсианского грунта.
Между тем еще иаблЕодения инфракрасного излуче¬
ния Марса позволили определить так называемого тепло¬
вую инерцию марсианского грунта, а радиопаблюдс-
ешя ■— его диэлектрическую проницаемость. Тепловые и
электрические параметры тоже свидетельстковалщ что
наружный слой Марса довольно рыхлый, хотя н не ча¬
сто л е? ко, как в случае Луны.
Рыхлость наружного поверхностного слоя Марса спо¬
собствует его ветровому разрушергшо. На сравнительно
«крутых» склонах (угол наклона 3е) наиболее мелкие
светлые зернышки пылн выдуваются ветрами начисто и
переносятся но равнины, поэтому ранОЕсы со склонами
более темные. Так объясняют Саглтт, Re вер к а и Гираш
темный оттенок морен. Исследования рельефа Марса
раднолокаиконным методом и по интенсивности полос-
СО? в спектре планеты тощ разлгкшымн областями под¬
тверждают предположение о том, что моря—не низины,
как предполагали раньше, и не возвышен кости, как счи¬
тали Поллак и Саган, а области передала уровнен. Ма¬
терики покрыть] слоем то зек о раздробленной светлой
пы л к, мо в я — бод е е к ру п н ы м н зс р и а м и, в оз м ож но, нггого
состава. Эго гюдтверждаЕот и поляризационные исследо¬
вания О, Дол ьф юс а. Таково в настоящее время наибо¬
лее вероятное объяснение природы марсианских «морей».
Строение атмосферы и магнитное поле
Полет советских автоматических станций серии
«Марс» много дал к для выяснения свойств марсианской
атмосферы и магнитного поля планеты.
При заходе за диск планеты советских иекусствсЕгных
спутников Марса и автоматических станций, двигавших¬
ся по пролетной траектории, проводились эксперименты
по исследованию атмосферы .Марса методом радиопро¬
свечивания. Обработка принятых на Земле сигналов
ДМ С «Марс-2» и «МарС’З» позволила определить зави¬
симость давления и температуры □ атмосфере Марса от
высоты. Давление у поверхности планеты и тех райо¬
нах. где были проведены измерения, лежит в пределах
4—8 миллибар. Эта вел шиш а хорошо согласуется с
87

прежними определениями, выполненными с американских
станций серия «Маринер». Падение дан л ел ля с высотой,
I как 3L в атмосфере Земли, происходит по барометриче¬
ской формуле, но высота однородной атмосферы (г. е.
высота, на проткжсЕгии которой давление падает в е раз,
где е = 2,72 — основание натуральных логарифмов) в
нижней атмосфере Марса равна 1 I км против 8 км в
нижних слоях земной атмосферы. Это значит, что дав¬
ление в атмосфере Марса убывает с высотой медленнее,
чем в нашей атмосфере.
Мею го интерес!! ого дали исследования атмосферы
Марса советскими станциями «Марс-4» — «Марс-7».
'Снимки и измерения, проведенные ЛМС «Марс-4» и
«Марс-5», показ еедл, что в феврале 1974 г. атмосфера
была гораздо прозрачнее* чем в 197] —1972 гг. Газоана¬
лизатор спускаемого аппарата AM С «Марс-6» установил
до вол в ею большое содержанке в марсианской атмосфере
инертных газов (скорее всего, аргона), По данным «Ви¬
кингов» ар ion а в атмосфере Марса на два порядка
меньше, чем в земной атмосфере.
Поскольку основным источником аргона а атмосфе¬
рах Земли, Марса (и, очевидно, Меркурия) является ра-
диоактЕгвкый распад калня-40, можно считать, что содер¬
жа иис радиоактивного калия в породах обеих планет од¬
ного порядка, а приведенное, выше отношение количеств
аргона в их атмосферах отражает прежде всего отноше¬
ние их масс (9:1) и скоростей улетучивания атмосфер.
По результатам прямых измерений параметров ат¬
мосферы Марса, произведенных при спуске автоматиче¬
ской станции «Марс-6», группа советских ученых гюд ру¬
ководством А. В. Авдуевского построй;!а модель атмо¬
сферы Марса до высоты 80 км {рис. 23). В месте посад¬
ки «Марса-6» (район Эритрейского моря) давление у
поверхности составило 6,1 миллибара (это. между про¬
чим, среднее давление на Марсе, от урошЕя которого
условились отсчитывать все высоты и глубины на пла¬
нете). Средняя температура тропосферы 228 °К, причем
температура убывает с высотой в нижнем - 30-кнломет-
ровом слое в среднем па 2,5 град/ям. На уровне тропо¬
паузы (около 30 к/л) плотность атмосферы составляет
5-	Ю-7 г/с(как в зсмееой атмосфере ка высоте 57 л;.-:/).
Выше ЕЕачнняетсн марсианская стратосфера с почти по-
стояешон температурой 144еК.
■88

С помощью двух канального ультрафиолетового фо¬
тометра с высоким пространственным разрешением, ус¬
тановленного на «Марсе-5», удалось обнаружить при¬
знаки озона в свободной атмосфере Марса. До этого озон
был обнаружен приборами американских космических
аппаратов «Мар ни ер-6», «Маригтер-7» и «Марипер-Й» > ко
только над полярной шапкой. Американские ученые
К. Барт и М. Дик обнаружили связь между появлением
над полярной тнапкой облаков и увеличением содержа¬
ния озопз, причем то и другое зависит от температуры,
Холодная и сухая атмосфера благоприятствует образова¬
нию озона. Измерения со¬
держания озона в атмо¬
сфере Марса, выполнен¬
ные АМС «Марс-5», поз¬
воляют оделить концент¬
рацию атомарного кисло¬
рода в нижней атмосфере
и скорость его вер тикал ь-
ного переноса на верхней
атмосферы, что важно
для объяснения стабиль¬
ности атмосферы Марса.
По предварительным дан¬
ным, концентрация ато¬
марного кислорода на вы¬
соте 135 км составляет
2—8%.
По данным измерении ультрафиолетового излучения,
рассеянного в вер дней атмосфере Марса, была опреде¬
лена интенсивность линии атомарного водороде н кисло¬
рода на разных высотах. Излучение в линии атомарного
водорода прослеживается до высот порядка 12 000 лыд
где оно еще заметно превышает уровень фона межпла¬
нетной среды, Излучение в линии атомарного кислорода
прослеживается до высот около IООО км. Проведенные,
ка АМС «Марс-2» и «Марс-3» намерения позволили найти
зависимость концентраций атомов водорода от высоты
над поверхностью Марса. На высоте 200 км концент¬
рации атомов водорода около 10'1 атомов/сл3, па высоте
4000 км она в 10 раз меньше, & дальше убывает все' бы¬
стрее ц на расстоянии около 15 000 к,и от центра планеты
число атомов водорода становится мекЕ:Шс 30 атомов/с.^
89
в
№ ж ггоък
-I Ч I L_J—1—1
85 to 15 г,о
р-Ц^г/сн5
Pi! с. 2,3. Вертикальное строение
атмосферы Марс?! Ко высоты 80 км
(по данным «Марса-й»).

По данным AM С «Марс-2# и «Марс-3» были опреде¬
лены свойства ионосфер ы Марса. Ее нижняя граница
лежит на высоте 80 км. С увеличен кем высоты электрон¬
ная концентрация резко возрастает, достигая максимума
(1,7-105 электрон А\«®) на высоте 138 км, а затем плавно
уменьшается. Замечены еще два максимума на высотах
85 и 107 kal
Во врем S3 пролета станции «Марс-4» з а диском 'Пла¬
неты 10 февраля 1974 гг было проведено радиопросве¬
чивание ее атмосферы на радиоволнах'S и 32 см. Обра¬
ботка записей принятых сигналов группой сотрудников
ИЕЕСТитута радиотехники и электроники АН СССР
(М. А. Колосов, Н. А. Савин ir др.) позволила обнару¬
жить и о ч н у to ионосфер у Марса с высотой главного
максимума ионизации 110 км и электронной концентра-
цией 4,Г>' l(P ли-3. Обнаружены также два вторичных
максимума зга высотах 6 о и 185 к м.
Просвечивание ночной ионосферы Марса проводилось
.при выходе ста пни ее из-за диска планеты, причем впер¬
вые на двух частотах одловременЕЕо, При заходе ста mum
«Марс-4» такЕЕМ же методом была просвечена вечер¬
няя ионосфер а Марса. У нее главный’максимум при¬
ходится на высоту МО км с электронной концентрацией
5,9-10'1 <ме“3 и вторичный — на уровень 100 км с концент¬
рацией Ю4 (что близко к уровню ночной ионосфе¬
ры), Ход электронной концентрации вечерней ионосфе¬
ры близок к тому, что был получен и 197] г. для дневной
ионосферы с помощью АМС «Марс-2».
По показаниям м ее спито метр о в станций «Марс-2» и
«Марс-3» советскому ученому Ш. Ш. Долги иоду удалось
установить наличие у Марса слабого магнит ко г о
поля. Его ЕЕапряженность на экваторе около 60 га.'.ем, на
полюсе 120 гамм. Напомним, что напряженность маг¬
нитного поля Земли на полюсе составляет 0,6 эрстеда,
а 1 эрстед = JG5 г а ей м. Таким образом, напряженность
магнитного поля Марса в 500 раз слабее зе?чного. Дру¬
га я х а р а кт е р ист и к а м я г н и тн о го п о л я i ue а з е ет ы — м а гн з гт -
ный момент — оказался равным 2,47-1022 эрстед-смг,
т. е. 3-I0-4 магнитного момента 3 ем л ее. По этим дан¬
ным Ш. III. Долгинов определил границу фронта удар¬
ной волны, где поток частиц солнечного ветра всту¬
пает ко взаимодействие с магнитосферой планеты. На
этой границе происходит скачзшобразное падение
90

скорости протонов н увеличение скоросиз электронов..
Здесь же наблюдается скачок магнитного ноля. Измене¬
ние скорости электронов действительно наблюдалось со-
яетскЕшн межпланетными стадиями. По этим наблюде¬
ниям советские ученые К. И. Гр и ига уз и Т. К. Бреус
определил ее средний радиус магнитосферы Марса в-
4590 км и независимо оценили напряженность магнит¬
ного поля у полюса в 300—120 гамм.
Измерения магнитного поля Марса с помощью маг¬
нитометров AjMC «Марс-5» позволили Ш. Ш. Долгиееобу
н его сотрудникам подтвердить наличие магнитного поля.
Его напряженность на магнитном экваторе Марса по
данным станции «Млрс-5» составляет (Н гаммы, ei маг¬
нитный момент равен 2,4 -10й эрстед-c,w3. Эти оценки
почти etc отличаются от приведенных выше.
Как [[оказали приборы АМС «Марс-5», магнитосфера
Марса вытянута в ночную сторону, где магнитное поле
прослеживается до 7590—9500 км от поверхности пла¬
неты, в то время как с деесеиоГз стороЕгы по длннедм стан¬
ции «Марс-3» оно не обнаруживается уже ста высоте
■2200 км. Изучена ориентация диполи магЕЕитЕюго поля
Марса. В отличие от Земли, северный магнитный полюс
Марса находится в его северном полушарии.
МагЕгитосфера Марса была изучена также К, И. Грин-
гаузом и его сотрудниками по зоетдовым измерениям
ионной и злектроЕЕЕЮй компонент плазмы в околопланет¬
ном пространстве приборами АМС «Марс-5» и «Марс-7».
Помимо двух характерных зон, выявленных еще стан¬
ин я м н «М ар с - 2 » ее «М арс-3» (зона 7 — и евоз м у ецс ei j i ый
'солеючный ветер, зона И — переходный слой за фронтом
ударной полеты), обнаружсЕЕа зона ///, характеризуемая
резким падением ионных токов и усилением электрон¬
ных. Эта зона отождествляется с плазменным слоем
хвоста марсианской магЕштосферы (рис, 24).
Факт наличия, магнитного ноля у Марса имеет гро¬
мад] юс значение. По современным представлениям, маг¬
нитное ноле Земли индуцируется электрическими токами
в земном ядре, возникающими за счет коквсктпвещтх
движении в его Енешиих частях. Многие ученые связы¬
вают земной магнетизм с быстрьЕм вращсЕшсм Земли
(диламо-эффскт). Отсутствие магнитного поля у мед¬
ленно вращающихся планет (Венера, Луна) к его нали¬
чие у быстро вращающегося Юпитера как будто лодтвер-

ж дают эту гипотезу, Марс вращается почти с такой же
скоростью, как и Земля, но из-за малой мессы у него
не может быть значите л ьееого ядра. О том же говорит
ее определение момента инерции Марса. Можно полагать,
что его ядро содержит не больше 6% массы планеты
(ка долю земного ядра приходится 31,5% массы Земли).
Марс должен был пройти через стадию расплавления
и дифференциации его вещества, когда более плот ее ые
породы погружались в глубь, а более Легкие всплывали
наверх, Процессом дифференциации вещества Земли
JSt'Su'i
Сояягчный
кат;
ibsp3;iU4itb4
сш
Р;*с. 9-f, Строегслс: магнитосферы Марса fno III. Ш. Долгшюву).
геофизики объясняют образование материков из ве¬
щества верхней мантии, На Марсе процесс дифференциа¬
ции уже закончился, поэтому нельзя приписать образо¬
вание его магнитного поля динамо-эффекту в его мэег-
тшз. Но у Марса должна быть толстая кора (от 20 до
200 лея), возможно, обогащенная железом. Такой вывод
был сделан еттю в 1966 г. советской исследовательницей
С. В. Козлове к он из анализа моделей внутреннего строе¬
ния Марса. Этот анализ показал, что вещество Марса —
болсо плотное, чем вещество земной мантии, и содер¬
жит на 5—8% больше железа, ОбогащеЕгие коры желе¬
зом могло способствовать формированию магнитного
поля планеты. Быть может, мы наблюдаем остаточный
магнетизм, илег палеомагнетизм, уже хорошо изученный
на Земле и давший геофизикам так много цепных сведе¬
нии о прошлом тташеи Земли. По, как полагает
III, Ш. Долгиное, не исключено, что Марс — «живая»
планета, по находящаяся сейчас в состоянии перехода
магнитного поля через [гулевое значение. Такие пере¬
ходу, или инверсии, как указывают иалсомапгнтные дан¬
ные j не раз происходил]: и а Земле. За последние
92

4,5 млн. лет было около двадцати случаев изменения
полярности геомагнитного ноля. Таким образом, инвер-
сии магнитного ноля Земли происходят в среднем раз
в 200 000 лет, причем сам процесс инверсии продолжает¬
ся около 5000 лет, т. е, 2% длительности всего периода.
Примерно такой можно считать вероятность того, что мы
как бы присутствуем при подобной инверсии на Марсе,
Окончательно установить предысторию и современ¬
ное состоял не магнитного ноля Марса можно будет лишь
путем прямых измерений и я его поверхности и, в част-
•пости, путем изучения вековых вариаций магнитного
поля планеты. Для этого не придется ждать несколько
веков: современные методы палеомагнетизма позволяют
.сделать такой анализ за относительно короткое время.
Но для этого нужна высадка на Марс людей с прибо¬
рами либо автоматических устройств, подобных совет¬
ским «Луноходам», способных передвигаться по планете
по командам с Земли и выполнять заданную программу
.'исследований.
* Есть ли жизнь на. Марсе?
Несмотря на все успехи космических и наземных ме¬
тодов исследования «мертвой» природы Марса, перед
астрономами неотступно стоял вес тот же давний вопрос:
существует ли на .Марсе жизнь? И вот уже в 1976 г.
американские ученые предприняли попытку решить его
путем проведения тщательно продуманной серии экспери¬
ментов и ее поверхности Марса приборами спускаемых ап¬
парат ов.« Вики н г».
Программа «Викинг» готовилась несколько лег. Два
космических аппарата («Викинг-1» н «Викинг-2») были
запущены 20 августа и 9 сентября 1975 г. Каждый из
них состоял из орбитального блока весом 2Д т и поса¬
дочного блока весом 1,1 у.
«Викинг-1» 19 июня 1976 г., после Ш месяцев пути,
вышел и а ареопеигрнческузо орбиту, а спустя еще ме¬
сяц— 20 июля — посадочный блок совершил спуск и по¬
садку в области Хонзе (шпрота +22°, западная долго¬
та 47% 5).
Приборы «Пикннга-1» немедленно начали передачу
панорамных снимков поверхности планеты. Район посад¬
ки имеет довольно ровный рельеф и представляет собой

песчаную пустыню с большим количеством камней, ка*
половину занесенных слоем тонкой пыли. Большинство
ь1
камней имеют размеры в десятки сантиметров, изредка
встречаются глыбы в несколько метром.
Условия в месте посадки блока оказались довольно
суровыми: температура после посадки была —й6сС„ по¬
том постепенно поднялась до —30 °С. Скорость ветра не
превышала 7 Mjeext давление атмосферы равнялось
7,7 миллибара.
Рентгеновский флуоресцентный спектрометр передал
предварительные сведения о составе марсианской поч¬
вы: 12—16% железа, 13—15% крем ним, 3—8% кальция,
2—7% алюминия, 0,5—2% титана. Такой состав указы¬
вает ив присутствие а числе пород, сллгзеощих поверх¬
ность Марса, полевых шпатов (содержание кальцин и
алюминий), пи роке снов (содержат кальций, железо и
кремнезем), оливина (содержит железо н кремнезем),
ильменита (титанистого железняка). Красный цвет мар¬
сианских песков на цветных снимках указывает па при¬
сутствие гидратов окиси железа—гетнта и лимонита.
В месте спуска посадочного блока <еВпкинга-2>> — в
светлой области Утопия — картина оказалась'почти та-
'кой же, как и в области Хризе. Такие же камин и глыбы
среди песчаной пустыни, некоторые из них испещрены
ямками и напоминают пемзу.
Но всех в первую очередь интересовали результаты
экспериментов по забору и анализу образцов грунта на
присутствие микроорганизмов. Для этого в каждом из
посадочных блоков имелись три совершенно одинаковые
установки, содержавшие печь для пиролиза (т. с. для
возгонки вещества проб при высоких температурах в ва¬
кууме), н три различных анализатора присутствия био-
гсешых элементов 28 толя «Викинг-1* начал экспери-
’ мент с анализом проб.
31 июля американские ученые пришли в крайнее воз¬
буждение. Анализатор газообмена показал 15-кратное
увеличение содержания кислорода по сравнению с нор¬
мой после двух часов инкубации. Спустя еще 24 часа
"	•'	V*	J
конце] гг рация кислорода выросла еще па 30%, а затем
начала падать и спустя педелю упала до нуля.
Во втором эксперт!менте часть пробы загружалась в-
резервуар с питательным бульоном, в котором имелись
р ад и о а кт ив ные (м еч си ые) ато м ы. Акал из а то р детектн -
9-1
I

ровал выделявшиеся газы и обнаружил увеличение коли¬
чества двуокиси углерода, почти такое же, как при ана¬
лизе биологически активных образной земной почвы. Но
ос ко ре и в этом приборе уровень отсчетов упал гточти до
нул я.
Третий эксперимент, в котором регистрировалось по¬
глощение изотопа углерода предполагаемыми орга¬
ническими .соединения ми марсианского грунта, 6 августу
показал повышенную активность.
На «Викккге-2» выделение кислорода из образцов
проходило гораздо медленнее, чем на «Бикииге-1», Од¬
нако американские ученые полагают, что эти результаты
нельзя объяснить одними химическими реакциями. Как
подчеркивает руководитель эксперимента Г. Клейн, эти
данные неполны и хотя они подобны некоторым испыта¬
ниям с земным31 микроорганизмами, необходимы даль-
..нейin не эксперименты для проверки полученных ре'зуль-
..татов.
Итак, первые эксперименты «Викингов» оказались
Обнадеживающими в отношении гипотезы о существова¬
нии на Марсе органической жизни. Конечно, это еще дз-
;лехо tie доказательство ее существования. Нужны даль¬
ней ш не н сел едо'в а н и я.
Можно полагать, что ближайшее б уду шее в исследо¬
ваниях Марса прямыми методами принадлежит .автома¬
там. Но мы не сомневаемся ни на минуту, что когда-
нибудь, и может быть, скорее, чем мы думаем, на пыль¬
ную почву Марса ступит человек, посланец пашен род¬
ной Земли.
Ре ко м ен ду с м а я литер ату р а
Д. !0.	Г о .1 ь л о & с к и fi, «Взшшгн» летят к Морсу,	«Земли	и	Все¬
ленная* К-? 3, ]!)7б.
В. Н. К о и <г из е н о к. К. Я. К о н л р и т ъ е и, Новое о Венере и
Марсе, Гнлрометеонзлат, ] 970.
К. Я, Ко н.д р а т ?>е и, А, М. Бунах о и.я, Метеорология Марса,
Г ндрометеоиздпт, 1973,
Л. В.	К с а н ф о и а л я т н, «Марсов:	поверхность	и атмосфера
кочЯН'аон п.пп suvrLii, «Земли п Вселенная» Хе 5,	1974,
Д. Я. Мартын о а. Планеты. Решенные п нерешенные проблемы,
«Каукд», 1U 70.
III. Мишо’ Млансгя Марс. Физический свойства. «Мир», 1970,
Новое о Марсе. Сборник статей, не р. с англ. под ред. В. И. Мороза,
«Мир», 1974.

СОДЕРЖАНИЕ
П иол о»:: с
Ч	■	I	■
I	л	J
* Л
'-агадочный Марс
Л1. ii'-о ха к планета , ■ -
Сг:у •=■:::-и Марса
Ч ■: i' ь I Исследила]]we Марса классическими
мгтодсг.-.и астрономии .	,
Маг.- и толе скол < * .
К а . 1IМарса ....
7\]С[!* ЕГ фиолетовый СЛОЙ -	■	-	.
1; j 'icio состоит атмосфера Марса? ■ •
Г!-мг:е| -тур[[1хй режим планеты . , .
Л'.а .‘сч:- исхне” материки и «.моря» ,	.
МшфО|\'ЛЕи>ф «красной планеты» ,	; .
IJ11 у т .«: еО строеЕше Марса
Часть JI. Космические исследооанмя Мдрса
Кр<чтопы и каньоны па Морсе ....
Геология Марса развивается .
К.тилмт Марса в прошлом ■ ■
Бел иглам гш/юййя буря к ее причины
От■ 11:-с*11 '-гс атмосферы и магнитное:поле,
I’cTh ли кшзнъ на Марсе?
J-V кем си дуемая литература .
г ■
Ь ►
■ I
"I Ч
5
6
И
19
19
■35
23
33
42
15
51
Г>7
61
й|
72
30
&4
37
] ■
СГт
V ij
f