АТМОСФЕРА МАРСА

Атмосфера Марса проявляет себя во многих отношениях в постепенном угасании звезды, когда на нее надвигается планета, в потемнении к краю диска планеты, в кратковременных и длительных помутнениях и даже облаках, в синей дымке и, наконец, в прямых спектральных особенностях. Во всяком случае все эти явления заметны совершенно отчетливо. Потемнение к краю диска — явление наиболее легко измеримое и допускающее легкую интерпретацию, так как пронизываемая лучом зрения толща атмосферы планеты меняется приблизительно как , где — зенитное расстояние Земли в наблюдаемом месте планеты.

Даже такое яркое образование, как полярная шапка, на снимках с близкого расстояния кажется ущербной со стороны лимба, т. е. ее свет едва пробивается сквозь толщу атмосферы Марса, когда он пронизывает атмосферу почти касательно к поверхности планеты. Наблюдая яркость одной и той же детали поверхности планеты, переносимой вращением последней, в разных местах видимого диска планеты, можно определить атмосферную составляющую яркости и тем. самым судить о плотности атмосферы. Изучая это же явление в разных длинах волн спектрофотометрическими или колориметрическими средствами, получают также сведения о механизме ослабления света в атмосфере. Если же сюда присоединить поляризационные наблюдения, то анализ атмосферы планеты становится весьма полным [см. выше формулу (33.31) и далее]. Рассеивающие свойства атмосферы можно представить формулой

где — ее оптическая толщина, D выражает рассеяние крупными частицами, а — рэлеевское рассеяние молекулами газа и мельчайшими аэрозолями. Из наблюдений следует, что атмосфера Марса не вполне следует этому закону в отношении зависимости от , а тогда и индикатриса рассеяния будет отличаться от симметричной формы, вытекающей из закона Рэлея.

Внося необходимые поправки и проводя аналогию с земной атмосферой, получают, что давление у основания атмосферы Марса составляет всего лишь около 46 мм. Поляризационные наблюдения дают числа, близкие к этим, но все же очень сильно разнящиеся между собой в пределах от 18 до 125 мм. Все они зависят от степени присутствия в атмосфере взвешенных мельчайших частиц, которые дают рассеяние, сходное с рассеянием газовых частиц, и ведут к преувеличенному значению плотности атмосферы. Действительно, уже первые выполненные с АМС «Маринер-4, -6, -7» эксперименты, аналогичные просвечиванию атмосферы Венеры светом звезды Регула (см. выше), показали, что ослабление радиосигнала и фазовый сдвиг колебаний, исходящих от АМС, при их прохождении через атмосферу Марса крайне незначительны и соответствуют давлениям у поверхности планеты 4—6 миллибар.

Атмосфера Марса редко бывает вполне чистой. Облака, наблюдаемые в ней, условно называются (по цвету) белыми, желтыми и синими. Сюда же примыкает фиолетовая дымка. Все они обладают поляризацией света, различной для разного рода облаков. Иногда наблюдается сходная поляризация света в таких местах диска Марса, где визуально или фотографически не заметно ничего. Бывают очень большие облака размером до 2000 км. Проектируясь частью своей за терминатор планеты, высокое облако, освещенное Солнцем, когда под ним на поверхности планеты освещения уже нет, выглядит светлой точкой больших или меньших размеров на темном фоне — явление, которое некогда некритически воспринимали как «сигналы с Марса». Белые облака состоят, по-видимому, из ледяных кристалликов. Желтые облака или тонкая вуаль иногда покрывают большие участки планеты, затрудняя изучение ее поверхности, а порой делают совершенно неузнаваемыми хорошо известные области на Марсе. Такие облака имеют пылевую природу и возникают в результате пылевых бурь. Одна из сильнейших пылевых бурь наблюдалась на Марсе летом и осенью 1956 г. во время великого противостояния, когда планета была в перигелии. Мельчайшие пылинки очень долго оставались взвешенными, что проявлялось в очень повышенной яркости планеты при наблюдениях через синий светофильтр и в изменениях поляризации. Еще более сильные пылевые бури повторились во время противостояний 1971 и 1973 гг., особенно 1971, когда в течение трех месяцев на Марсе почти ничего нельзя было различить с Земли. В это время к Марсу подлетали две советские АМС, «Марс-2 и 3», и американский «Маринер-9», их эффективность тоже была сильно снижена. Судя по медленности прояснения при оседании пылинок, размеры их были очень невелики: около 1 мкм.

Визуальные наблюдения Марса принято производить с желтым или оранжевым фильтром: в этом случае достигается максимальный световой контраст между «морями» и «материками». Употребление зеленого и синего фильтра ухудшает видимость деталей на поверхности Марса, а с фиолетовым фильтром почти все детали исчезают. Этот эффект приписывали «фиолетовой дымке», которая не пропускает коротковолнового излучения, исходящего из планеты.

Вместе с тем она, конечно, поглощает в какой-то степени и приходящее солнечное коротковолновое излучение, так что цвет этой дымки не фиолетовый, а ближе к красному, иначе альбедо Марса в фиолетовом и ультрафиолетовом свете было бы больше, чем в красном и инфракрасном, тогда как в действительности дело обстоит наоборот ( и 0,23 соответственно для длин волн 405, 495 и 636 нм). Может быть, она и не существует вовсе, а простодетали поверхности Марса очень мало контрастны в фиолетовых лучах.

Спектральные наблюдения Марса обнаруживают в его атмосфере присутствие углекислого газа в количестве, значительно превышающем его содержание в земной атмосфере, по разным определениям от 5000 до 2000 атм см. Там, где есть , должны быть и окись углерода СО и кислород, так как в условиях разреженной атмосферы Марса легко происходит фотодиссоциация

но есть и обратные реакции, ведущие к связыванию кислорода и, в частности, к образованию озона 03. Кислород такого происхождения не может поэтому быть обильным в атмосфере Марса, и прямые спектральные наблюдения с использованием эффекта Доплера дают очень невысокую верхнюю границу содержания 02 в атмосфере Марса — 250 атм «см. Что же касается водяных паров, то спектроскопически для них устанавливается верхняя граница , т. е. 0,35 мм выпавшего осадка, или 40 атм см. Истинное же значение много ниже. Кроме того, оно очень переменно во времени и по ареографической широте, в среднем 3—5 мкм осаждаемой воды, но над темной каймой вокруг полярной шапки однажды было обнаружено 100 мкм. В итоге кислорода в атмосфере Марса обнаружено не более 0,3 %, воды , аргона 1,5 %, а азот не обнаружен. Зато найдены следы редких газов Углекислый газ составляет около 95 %, а общее давление на среднем уровне поверхности Марса равно 5,5— 7,6 мбар, оно в зависимости от рельефа колеблется от 2 до 10 мбар. Мы отмечали уже присутствие СО2 и О2 в поверхностных горных породах.