доставлять 7-30%, а этого достаточно для объяснения ледниковых периодов на Земле и колебаний климата Марса. Однако период пульсаций, полученный Саганом и Юнгом, значительно больше периода повторения оледенений (на 3-4 порядка), и в этом-главная трудлость такого объяснения ледниковых периодов. Правда,
косвенным ее подтверждением является наблюдаемый разброс на диаграмме "цвет-светимость" для звезд рассеянного скопления Ясли, возраст которого 3-10" лег. Этот разброс может быть объяснен пульсацией ядер этих звезд и колебанием их светимости.
На самом Марсе тоже обнаружены признаки оледенении. Это типичные формы рельефа, образуемые ледниками: U-образные долины, "висячие" долины, долиныпригоки, острые гребни, седловины и другие. Но самих
ледников не видно. Отсюда ряд исследователей делает вывод, что оледенения были на Марсе в давнем прошлом, в эпохи большей влажности и более сурового климата.
В районе полярных шапок, после стаивания значительной части углекислого "снега", остаются хорошо наблюдаемые слоистые отложения, названные ламинами (рис. 22). Толщина каждого слоя-десятки метров, а всей системы отложений - около 2 км. Из чего они состоят? Из светлых мелкораздробленных пород, как полагает Дж. Каттс, или из слоев льда 002, лишь защищенных минеральными отложениями от летнего таяния и испарения, как полагает К. Саган? Если верна последняя точка зрения, то масса твердого 002 в полярных шапках возрастает на несколько порядков против приведенных выше оценок К. Кросса и В. И. Алешина, и тогда плотность и давление атмосферы Марса в прошлом могли быть значительно выше, чем сейчас.
Большая пылевая буря и ее причины
Вернемся к ноябрю 1971 г., когда к Марсу подлетали сразу три космические станции: две советские ("Марс-2" и "Марс-3") и американская "Маринер-9".
Метеорологическая обстановка на Марсе сложилась в это время довольно своеобразная. В июле 1971 г., согласно наблюдениям на Шемахинской астрофизической обсерватории Академии наук Азербайджанской ССР атмосфера планеты была умеренно прозрачна во всех длинах волн, и в ней не наблюдалось ни синих, ни желтых облаков. Южная полярная шапка четко выделялась на фоне материков, превышая их по яркости втрое (в фиолетовых лучах). Была видна и северная полярная шапка. Контраст морей и материков в красных лучах составлял около 30% и был примерно таким, как в первой половине августа 1956 г., до начала пылевой бури.
Как известно, в конце августа-начале сентября 1956 г. в южном полушарии Марса разыгралась сильная пылевая буря, скрывшая на две недели южную полярную шапку и резко понизившая контрасты "моря-материки" (до 10% в красных лучах). Новая пылевая буря, только еще большего масштаба, разыгралась на
Марсе во второй половине сентября 1971 г., еще до подлета к планете автоматических межпланетных станций.
В отличие от 1956 г., на этот раз пылевая буря была более длительной и устойчивой. Она началась 22 сентября в светлой области Noachis (в южном полушарии) и к 29 сентября охватила 200 градусов по долготе от Ausonia до Thaumasia. Яркость и цвет пылевых облаков были такими же, как у светлой области Hellas. 30 сентября исчезла южная полярная шапка. На следующий день пылевые облака закрыли Mare Sirenum, а 5-7 октября-область Solis Lacus. II ноября, когда "Маринер-9" на подлете начал фотографировать Марс (с расстояния 1 350000 км), пылевая буря продолжалась. Она была столь интенсивной, что, по отзывам американских специалистов, планета имела "венероподобный вид". С расстояний 850000 и 570000 км уже можно было различить отдельные облачные образования.
15-20 ноября наступило, казалось, просветление. Но потом все началось снова. Когда к планете подлетели "Марс-2" и "Марс-3", все южное полушарие планеты было охвачено мощной пылевой бурей, которая до конца 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" в декабре 1971 г., советским ученым В. И. Морозу и Л. В. Ксанфомалити удалось оценить средний размер частиц пыли: около 1 микрона, Температура поверхности планеты из-за поглощения солнечных лучей пылью понизилась на 10-60°, а температура атмосферы повысилась.
С 22 января по 18 февраля 1972 г. с борта космических аппаратов "Марс-2" и "Марс-3" была проведена большая серия измерений температуры поверхности и подповерхностного слоя планеты, изучался ее рельеф, характеристики атмосферы Марса и околопланетного космического пространства. Данные, полученные в этот период, показали, что пылевая буря окончилась, температура поверхности увеличилась до уровня, ожидаемого при высокой прозрачности атмосферы, возросли контрасты деталей поверхности в красной и ближней инфракр 1сной областях спектра.
Какие же причины вызвали столь мощную и длительную пылевую бурю? Американские ученые К. Саган, Дж. Веверка и П. Гираш на основании теоретического исследования ветровых режимов на Марсе пришли к выводу, что наиболее эффективным механизмом подъема пыли с марсианской поверхности являются смерчи, или "пылевые дьяволы" (dust devils). Образование смерчей зимой невозможно из-за слабого солнечного нагрева. Летом и в экваториальных районах на плоских пространствах смерчи должны образовываться благодаря интенсивной инсоляции (солнечному нагреву), на склонах же их могут подавлять наклонные ветры. Для подъема пыли нужна скорость ветра в 80 м.1сек. На Марсе имеются области, где такие скорости наблюдаются. Смерчи образуются преимущественно вблизи перигелия, когда интенсивность инсоляции на 23% больше, чем во время "среднего" противостояния, и на 47% больше, чем в афелии. Вот почему чаще всего пылевые бури бывают в периоды великих противостояний, когда лето в южном полушарии совпадает с прохождением Марса через перигелий. Замечательно, что пылевые бури 1956 и 1971 гг. начались почти на одинаковых гелиоцентрических долготах Марса (т}=341° в 1956 г. и Ti==346° в 1971 г.), за 30 и 20 суток до летнего солнцестояния в южном полушарии соответственно.
Астрономы ожидали новую пылевую бурю в июле-августе 1973 г., когда Марс должен был вновь пройти через перигелий, но буря "опоздала"-она началась лишь 13 октября появлением трех' пылевых облаков в районе Solis Lacus. Гелиоцентрическая долгота Марса была п == 24°, в южном полушарии была вторая половина лета. По мнению американских астрономов, пылевая буря 1973 г., продолжавшаяся до ноября, уступает лишь большой пылевой буре 1971 г. и превосходит бурю 1956 г.
Измерения радиояркостной температуры поверхности планеты, проведенные в 1972 г. автоматической станцией "Марс-3", показали, что на глубине нескольких десятков сантиметров температура практически не зависит от времени суток (на самой поверхности суточные колебания температуры достигают 70 градусов). Заметно ослаблены и сезонные изменения температуры на этой глубине: об этом можно было судить по широтному распределению радиояркостной температуры, поскольку в южном
66
полушарии Марса в это время был конец лета, а в северном-конец зимы. Все эти данные указывали на низкую теплопроводность марсианского грунта.
Между тем еще наблюдения инфракрасного излучения Марса позволили определить так называемую тепловую инерцию марсианского грунта, а радионаблюдения - его диэлектрическую проницаемость. Тепловые н электрические параметры тоже свидетельствовали, что наружный слой Марса довольно рыхлый, хотя и не настолько, как в случае Луны.
Рыхлость наружного поверхностного слоя Марса способствует его ветровому разрушению. На сравнительно "крутых" склонах (угол наклона 3°) наиболее мелкие светлые зернышки пыли выдуваются ветрами начисто и переносятся на равнины, поэтому районы со склонами более темные. Так объясняют Саган, Веверка и Гираш темный оттенок морей. Исследования рельефа Марса радиолокационным методом и по интенсивности полос СОг в спектре планеты над различными областями подтверждают предположение о том, что моря - не низины, как ппедполагали раньше, и не возвышенности, как считали Поллак и Саган, а области перепада уровней. Материки покрыты слоем тонко раздробленной светлой пыли, моря - более крупными зернами, возможно, иного состава. Это подтверждают и поляризационные исследования О. Дольфюса. Таково в настоящее время наиболее вероятное объяснение природы марсианских "морей".
Строение атмосферы и магнитное поле
Полет советских автоматических станций серии "Марс" много дал и для выяснения свойств марсианской атмосферы и магнитного поля планеты.
При заходе за диск планеты советских искусственных спутников Марса и автоматических станций, двигавшихся по пролетной траектории, проводились эксперименты по исследованию атмосферы Марса методом радиопросвечивания. Обработка принятых на Земле сигналов АМС "Марс-2" и "Марс-3" позволила определить зависимость давления и температуры в атмосфере Марса от высоты. Давление у поверхности планеты в тех районах. где были проведены измерения, лежит в пределах 4-8 миллибар. Эта величина хорошо согласуется с
87
прежними определениями, выполненными с американских станций серии "Маринер", Падение давления с высотой, как и в атмосфере Земли, происходит по барометрической формуле, но высота однородной атмосферы (т. е. высота, на протяжении которой давление падает в е раз, где с==2,72-основание натуральных логарифмов) в нижней атмосфере Марса равна II км против 8 км в нижних слоях земной атмосферы. Это значит, что давление в атмосфере Марса убывает с высотой медленнее, чем в нашей атмосфере.
Много интересного дали исследования атмосферы Марса советскими станциями "Марс-4" - "Марс-7". Снимки и измерения, проведенные АМС "Марс-4" и "Марс-5", показали, что в феврале 1974 г. атмосфера была гораздо прозрачнее, чем в 1971-1972 гг. Газоанализатор спускаемого аппарата АМС "Марс-6" установил довольно большое содержание в марсианской атмосфере инертных газов (скорее всего, аргона). По данным "Викингов" аргона в атмосфере Марса на два порядка меньше, чем в земной атмосфере.
Поскольку основным источником аргона в атмосферах Земли, Марса (и, очевидно, Меркурия) является радиоактивный распад калия-40, можно считать, что содержание радиоактивного калия в породах обеих планет одного порядка, а приведенное выше отношение количеств аргона в их атмосферах отражает прежде всего отношение их масс (9:1) и скоростей улетучивания атмосфер.
По результатам прямых измерений параметров атмосферы Марса, произведенных при спуске автоматической станции "Марс-6", группа советских ученых под руководством А. В. Авдуевского построила модель атмосферы Марса до высоты 80 км (рис. 23). В месте посадки "Марса-6" (район Эритрейского моря) давление у поверхности составило 6,1 миллибара (это, между прочим, среднее давление на Марсе, от уровня которого условились отсчитывать все высоты и глубины на планете). Средняя температура тропосферы 228 °К, причем гемпература убывает с высотой в нижнем 30-километровом слое в среднем на 2,5 грал/км. На уровне тропопаузы (около 30 км) плотность атмосферы составляет 5-10-^ г/см^ (как в земной атмосфере на высоте 57 км). Выше начинается марсианская стратосфера с почти постоянной температурой 144 °К.
С помощью двухканального ультрафиолетового фотометра с высоким пространственным разрешением, установленного на "Марсе-5", удалось обнаружить признаки озона в свободной атмосфере Марса. До этого озон был обнаружен приборами американских космических аппаратов "Маринер-6", "Маринер-7" и "М.аринер-9", но только над полярной шапкой. Американские ученые К. Барт и М. Дик обнаружили связь между появлением над полярной шапкой облаков и увеличением содержания озона, причем то и другое зависит от температуры. Холодная и сухая атмосфера благоприятствует
ник) озона. Измерения содержания озона в атмосфере Марса, выполненные АМС "Марс-5", позволяют оценить концентрацию атомарного кислорода в нижней атмосфере и скорость его вертикального переноса из верхней атмосферы, что важно для объяснения стабильности атмосферы Марса, По предварительным данным, концентрация атомарного кислорода на высоте 135 км составляет 2-8%.
По данным измерений ультрафиолетового излучения, рассеянного в верхней атмосфере Марса, была определена интенсивность линий атомарного водорода и кислорода на разных высотах. Излучение в линии атомарного водорода прослеживается до высот порядка 12000 км, где оно еще заметно превышает уровень фона межпланетной среды. Излучение в линии атомарного кислорода прослеживается до высот около 1000 км. Проведенные на АМС "Марс-2" и "Марс-3" измерения позволили найти зависимость концентрации атомов водорода от высоты над поверхностью Марса. На высоте 200 км концентрация атомов водорода около \0* атомов/с^, на высоте 4000 км она в 10 раз меньше, а дальше убывает все быстрее и на расстоянии около 15000 км от центра планеты число атомов водорода становится меньше 30 атомов/ел^
По данным АМС "Марс-2" и "Марс-3" были определены свойства ионосферы Марса. Ее нижняя граница лежит на высоте 80 км. С увеличением высоты электронная концентрация резко возрастает, достигая максимума (1,7-10^ электрон/ел^) на высоте 138 км, а затем плавно уменьшается. Замечены еще два максимума на высотах 85 и 107 км.
Во время пролета станции "Марс-4" за диском планеты 10 февраля 1974 г. было проведено радиопросвечивание ее атмосферы на радиоволнах 8 и 32 см. Обработка записей принятых сигналов группой сотрудников Института радиотехники и электроники АН СССР (М. А. Колосов, Н. А. Савич и др.) позволила обнаружить ночную ионосферу Марса с высотой главного максимума ионизации 110 км и электронной концентрацией 4,6-10^ см~^. Обнаружены также два вторичных максимума на высотах 65 и 185 км.
Просвечивание ночной ионосферы Марса проводилось при выходе станции из-за диска планеты, причем впервые на двух частотах одновременно. При заходе станции "Марс-4" таким же методом была просвечена вечерняя ионосфера Марса. У нее главный максимум приходится на высоту 140 км с электронной концентрацией 5,9-10" см~^ и вторичный-на уровень 100 км с концентрацией 10*см~~^ (что близко к уровню ночной ионосферы). Ход электронной концентрации вечерней ионосферы близок к тому, что был получен в 1971 г. для дневной ионосферы с помощью АМС "Марс-2".
По показаниям магнитометров станций "Марс-2" и "Марс-3" советскому ученому Ш. Ш. Долгинову удалось установить наличие у Марса слабого магнитного поля. Его напряженность на экваторе около 60 гамм, на полюсе 120 гамм. Напомним, что напряженность магнитного поля Земли на полюсе составляет 0,6 эрстеда, а 1 эрстед = 10^ гамм. Таким образом, напряженность магнитного поля Марса в 500 раз слабее земного. Другая характеристика магнитного поля планеты - магнитный момент-оказался равным 2,47-10^ эрстед -см"", т. е. 3-10~" магнитного момента Земли. По этим данным Ш. Ш. Долгинов определил границу фронта ударной волны, где поток частиц солнечного ветра вступает во взаимодействие с магнитосферой планеты. На этой границе происходит скачкообразное падение
скорости протонов и увеличение скорости электронов. Здесь же наблюдается скачок магнитного поля. Изменение скорости электронов действительно наблюдалось советскими межпланетными станциями. По этим наблюдениям советские ученые К. И. Грингауз и Т. К. Бреус определили средний радиус магнитосферы Марса в 4500 км и независимо оценили напряженность магнитного поля у полюса в 100-120 гамм.
Измерения магнитного поля Марса с помощью магнитометров АМС "Марс-5" позволили Ш. Ш. Долгинову и его сотрудникам подтвердить наличие магнитного поля. Его напряженность на магнитном экваторе Марса по данным станции "Марс-5" составляет 64 гаммы, а магнитный момент равен 2,4-10^ эрстед-сл^. Эти оценки почти не отличаются от приведенных выше.
Как показали приборы АМС "Марс-5", магнитосфера Марса вытянута в ночную сторону, где магнитное поле прослеживается до 7500-9500 км от поверхности планеты, в то время как с дневной стороны по данным станции "Марс-3" оно не обнаруживается уже на высоте 2200 км. Изучена ориентация диполя магнитного поля Марса. В отличие от Земли, северный магнитный полюс Марса находится в его северном полушарии.
Магнитосфера Марса была изучена также К. И. Грингаузом и его сотрудниками по зондовым измерениям ионной и электронной компонент плазмы в околопланетном пространстве приборами АМС "Марс-5" и "Марс-7". Помимо двух характерных зон, выявленных еще станциями "Марс-2" и "Марс-3" (зона /-невозмущенный солнечный ветер, зона //-переходный слой за фронтом ударной волны), обнаружена зона ///, характеризуемая резким падением ионных токов и усилением электронных. Эта зона отождествляется с плазменным слоем хвоста марсианской магнитосферы (рис. 24).
Факт наличия магнитного поля у Марса имеет громадное значение. По современным представлениям, магнитное поле Земли индуцируется электрическими токами в земном ядре, возникающими за счет конвективных движений в его внешних частях. Многие ученые связывают земной магнетизм с быстрым вращением Земли (динамо-эффект). Отсутствие магнитного поля у медленно вращающихся планет (Венера, Луна) и его наличие у быстро вращающегося Юпитера как будто
ждают эту гипотезу. Марс вращается почти с такой же скоростью, как и Земля, но из-за малой массы у него не может быть значительного ядра. О том же говорит и определение момента инерции Марса, Можно полагать, что его ядро содержит не больше 6% массы планеты (на долю земного ядра приходится 31,5% массы Земли).
Марс должен был пройти через стадию расплавления и дифференциации его вещества, когда более плотные породы погружались в глубь, а более легкие всплывали наверх. Процессом дифференциации вещества Земли
геофизики объясняют образование материков из вещества верхней мантии. На Марсе процесс дифференциации уже закончился, поэтому нельзя приписать образование его магнитного поля динамо-эффекту в его мантии. Но у Марса должна быть толстая кора (от 20 до 200 км), возможно, обогащенная железом. Такой вывод был сделан еще в 1966 г. советской исследовательницей С. В. Козловской из анализа моделей внутреннего строения Марса. Этот анализ показал, что вещество Марсаболее плотное, чем вещество земной мантии, и содержит на 5-8% больше железа. Обогащение коры железом могло способствовать формированию магнитного поля планеты. Быть может, мы наблюдаем остаточный магнетизм, или палеомагнетизм, уже хорошо изученный на Земле и давший геофизикам так много ценных сведений о прошлом нашей Земли. Но, как полагает Ш. Ш. Долгинов, не исключено, что Марс - "живая" планета, но находящаяся сейчас в состоянии перехода магнитного поля через нулевое значение. Такие переходы, или инверсии, как указывают палеомагнитные данные, не раз происходили на Земле. За последние
4,5 млн. лет было около двадцати случаев изменения полярности геомагнитного поля. Таким образом, инверсии магнитного поля Земли происходят в среднем раз в 200000 лет, причем сам процесс инверсии продолжается около 5000 лет, т, е. 2% д"ительности всего периода. Примерно такой можно считать вероятность того, что мы как бы присутствуем при подобной инверсии на Марсе.
Окончательно установить предысторию и современное состояние магнитного поля Марса можно будет лишь путем прямых измерений на его поверхности и, в частности, 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 приборами либо автоматических устройств, подобных советским "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 методов исследования "мертвой" природы Марса, перед астрономами неотступно стоял все 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 экспериментов на поверхности Марса приборами спускаемых аппаратов "Викинг".
Программа "Викинг" готовилась несколько лет. Два космических аппарата ("Викинг-1" и "Викинг-2") были запущены 20 августа и 9 сентября 1975 г. Каждый из них состоял из орбитального блока весом 2,3 т и посадочного блока весом 1,1 т.