Спектроскопические исследования Кэмпбелля и Слайфера

Спектральный анализ является могучим средством исследования небесных тел. В отношении планет он может быть использован для изучения состава их атмосфер.

Солнечный луч, прежде чем упасть на поверхность планеты, проходит через ее атмосферу; затем отражается от поверхности, второй раз пронизывает атмосферу планеты, проходит сквозь атмосферу Земли и уже тогда попадает в щель нашего спектроскопа. Полученный таким образом спектр - есть солнечный Спектр, пересеченный темными полосами; эти полосы соответствуют световым волнам, поглощенным атмосферами планеты и Земли. Чтобы обнаружить, какие именно полосы принадлежат атмосфере Земли, и какие - атмосфере планеты, спектр планеты сравнивают со спектром Луны, полученным при одинаковых условиях,

Луна не имеет атмосферы, а потому ее спектр-копия солнечного и содержит кроме этого лишь те линии поглощения, которые зависят от земной атмосферы, т. е. так называемые теллурические линии. Поэтому, если спектр планеты отличается от лунного, наблюдаемого при одинаковых условиях, то эти отличия зависят только от атмосферы планеты.

Это обстоятельство и служит для изучения планетных атмосфер.

В 1894 году астроном, а впоследствии директор знаменитой Ликской обсерватории на горе Гамильтон в Калифорнии - Кэмпбелль предпринял спектроскопическое исследование Марса с целью изучения его атмосферы и, в частности, содержания в ней водяного пара.

Мы видели выше, что предыдущие спектроскопические исследования Секки, Гюйгенса, Жансена и др., привели к выводу, что атмосфера Марса со всех отношениях подобна земной, в том числе и в смысле богатства водяным паром. В ранних своих работах Кэмпбелль даже самое существование марсовой атмосферы подвергал сомнению. Тем более скептически отнесся он к выводам своих предшественников о наличии на Марсе плотной и богатой водяным паром атмосферы Кэмппелль тщательно изучил предыдущие работы и пришел к выводу о необходимости новых исследований с целью проверки прежних результатов, в виду того, что они были получены при наличии гораздо менее совершенных инструментов, а нередко и при неблагоприятных условиях наблюдения.

Прежде всего, самые спектроскопы ко времени исследований Кэмпбелля стали гораздо совершеннее; кроме того, оптическая сила 36-ти дюймового ликского рефрактора по крайней мере в три раза превосходит силу инструментов, имевшихся у прежних наблюдатели. Далее, Ликская обсерватория расположена на горе, на высоте 1250 метр, над уровнем моря, что устраняет при наблюдениях влияние нижних слоев земной атмосферы, всегда почти неспокойных, содержащих пыль и богатых водяным паром. Эти обстоятельства очень портят дело, т. к. ими ухудшается качество изображений и маскируется слабый спектр планеты. На горе Гамильтон, напротив большею частью, воздух сух, чист и прозрачен. Относительная влажность^* его, например, в июле и августе не превосходит 35%, а часто бывает и не более 20%. Такой сухой воздух уменьшает влияние земной атмосферы на спектральные линии водяного пара, что позволяет резче выступать влиянию поглощения атмосферы Марса.

^* (Т. е. отношение количества водяного пара, содержащегося в воздухе, к количеству, насыщающему воздух при той же температуре его.)

Между тем, этот фактор мало учитывался прежними наблюдателями. Некоторые из предыдущих исследований делались при относительной влажности воздуха в 80, 85 и даже 90 процентов, наблюдения же Кэмпбелля - при относительной влажности в 15 процентов.

Наконец, Кэмпбеллем была принята во внимание и высота планеты над горизонтом, - играющая также огромную роль в смысле влияния земной атмосферы на исследуемый спектр планеты. Дело в том, что чем ниже планета над горизонтом, тем более длинный путь через земную атмосферу проходит ее луч и, следовательно, в тем большей степени сказывается на наблюдениях поглощательное влияние земной атмосферы. В особенности портят дело водяной пар и пыль, в изобилии содержащиеся в нижних ее слоях.

При наблюдениях Кэмпбелля - высота Марса над горизонтом была около 59°, при прежних работах она составляла от 35° до 45°; таким образом, Кэмпбелль производил свои исследования при гораздо более благоприятных условиях.

Способ работы Кэмпбелля состоял в том, что спектры Марса и Луны наблюдались в то время, как эти светила находились на одинаковой высоте над горизонтом. Помощью особых приспособлений спектры получались один под другим и могли рассматриваться одновременно. Самое тщательное сравнение спектров, по мнению Кэмпбелля, не обнаружило в них никакой разницы. В обоих спектрах линии поглощения усиливались по мере приближения светил к горизонту, следовательно они зависели от одного и того же фактора - именно земной атмосферы.

В результате Кэмпбелль констатирует, что его исследования не обнаружили никаких указаний на присутствие водяного пара в атмосфере Марса. Поэтому он высказывает мысль, что полярные снега Марса не могут состоять из снега и вообще не представляют собою замерзшей воды, подобно земным полярным снегам, а состоят из какого либо другого вещества, обладающего свойством при замерзании получать вид, подобный снегу. Быть может, говорит Кэмпбелль, белые шапки Марса состоят из твердой углекислоты, которая при замерзании дает белые хлопья, весьма напоминающие снег. В таком случае зимняя температура должна бы быть там очень низка, т. к. точка замерзания углекислоты лежит при -78,°4 С.

После этого результата, совершенно противоположного полученному Гюйгенсом и Фогелем, они повторили свои исследования и опять нашли значительное усиление линий поглощения водяного пара в спектре Марса по сравнению со спектром Луны. При этом, Луна была даже ниже над горизонтом, чем Марс, так что действие земной атмосферы на спектр Луны должно было скорее вызвать обратный эффект.

Такое противоречие результатов исследований атмосферы Марса побудило Лоуэлля и его сотрудников предпринять в этой области новые изыскания. Помощник Лоуэлля Слайфер изготовил специально для этой цели фотографические пластинки чрезвычайной чувствительности и фотографировал спектры Марса и Луны в январе и феврале 1909 года. Применение фотографического метода вообще весьма выгодно в такого рода исследованиях, т. к. он, совершенно свободен от всякого влияния индивидуальных свойств наблюдателя, а кроме того, фотографическая пластинка сохраняется долгое время и может быть подвергнута спокойному и продолжительному изучению и измерению, чего нельзя сказать о непосредственных наблюдениях глазом.

На всех своих пластинках Слайфер нашел полосы поглощения водяного пара выраженными сильнее в спектре Марса, чем в спектре Луны.

В особенности ясное различие обнаруживала в обоих спектрах полоса "а", расположенная в красной части спектра.

Спектрофотографии Слайфера были точно измерены известным физиком Вери; на основании сравнения интенсивности линий поглощения, Вери нашел, что в атмосфере Марса содержалось в 1,75 раза больше воды, чем в земном воздухе в момент наблюдения у места фотографической с'емки.

Расчет показывает, что в таком случае воздух на поверхности Марса должен был бы содержать 2,12 грамма водяного пара на кубический метр. Такое содержание водяного пара соответствует насыщенной влажности при температуре -10,3° С; в очень же сухом климате, при относительной влажности в 30-31 процент, что имеет место по всей вероятности в пустынях Марса, вышеуказанное содержание водяного пара соответствовало бы (по Аррениусу) температуре у экватора Марса в +5° С в полдень.

Между тем, Кэмпбелль в 1909 году также предпринял новые исследования. Он снарядил экспедицию на гору Витней (в Калифорнии) высотою в 4420 метров - самый высокий пункт в Северной Америке. Там, при очень трудных условиях Кэмпбелль выполнил свою программу. Дул холодный ветер, достигавший силы урагана. Температура была ниже нуля. Атмосферное давление было только 447 миллиметров, так что члены экспедиции много страдали от горной болезни. Во время с'емки влажность воздуха доходила до 0,5-0,9 грамма в кубическом метре, следовательно была от 2 1/2 до 4 раз меньше, чем при наблюдениях Слайфера. Луна и Марс фотографировались через короткие промежутки времени друг за другом. Наблюдавшаяся Слайфером полоса "а" отчетливо была видна на фотографиях спектров обоих светил, но в спектре Марса не было замечено ни малейшего следа ее усиления. Точно также обстояло дело и с другими полосами поглощения водяного пара.

Другие изыскания Кэмпбелля и Слайфера привели этих исследователей к выводу, что различие в спектрах Луны и Марса должно было бы обнаружиться, если бы содержание водяного пара в воздухе Марса равнялось бы земному в момент и на месте наблюдений. В таком случае содержание воды в атмосфере Марса во время наблюдений Кэмпбелля не превышало 0,4 грамма на 1 куб. метр воздуха.

Это соответствует насыщенной влажности (точке росы) при -28° или, в очень сухом климате с относительной влажностью в 31 процент - температуре -17°С. Аррениус по этому поводу пишет: "эта температура, вероятно, еще выше, чем, средняя температура дня и ночи в летний день, так как фотографии были сняты во время полудня на Марсе. По всему этому ясно, что нам нельзя признать Марс за обитель, назначенную для живых существ. Возможно, что там есть скудные следы кислорода в разреженном воздухе. Низкая температура и скудно отмеренный водяной пар образуют неодолимое препятствие для существования даже простейших организмов в экваториальной области Марса. Разница между температурой дня и ночи при климате пустыни должна быть чрезвычайно велика.

Возможно, что температура днем, а он на Марсе почти такой же длины, как и земной (по Лоуэллю - вращение продолжается 24 час. 37 мин. 22,6 сек.) - выше точки замерзания; но всякая жизнь, которая там, может быть, развивалась, была бы безжалостно уничтожена ужасным ночным холодом"^*.

^* (Св. Аррениус. "Жизненный путь планет" Госиздат, 1920 г.)

Дальнейшее сравнение и проверка условий работы Кэмпбелля и Слайфера показали, что Слайфер упустил из виду возможность изменение влажности воздуха за время, протекшее между моментами фотографирования спектров Марса и Луны. Именно, Слайфер снимал спектр Луны на 3-4 часа позднее, чем спектр Марса; быть может, изменением влажности воздуха за это время и объясняется то различие в спектрах обоих светил, которое было отнесено за счет влияния марсовой атмосферы.

С другой стороны, и в наблюдениях Кэмпбелля не все оказалось благополучно. Именно, Вери указал, что метеорологические условия на горе Витней во время исследований экспедиции Кэмпбелля были очень неблагоприятны: "в то время во всей юго-западной части Соединенных Штатов и Мексики была пасмурная погода с проливными дождями; влажность распространилась также и в высших воздушных слоях над горой Витней, а потому исчисление содержащейся в них воды было совсем сомнительно"^*.

^* (Jbid.)

Вместе с тем, Вери произвел новые измерения пластинок Слайфера, причем твердо установил, что полоса поглощения водяного пара "А", а также обе кислородные полосы "В" были в спектре Марса в 2,5 раза сильнее, чем в лунном. Установление этого факта относительно кислородных полос особенно важно потому, что если различие в интенсивности водяных полос и можно предполагать происшедшим от изменения влажности земного воздуха во время наблюдений, то во всяком случае относительно кислорода подобных изменений произойти не могло, а потому и разница в интенсивности кислородных полос должна всецело зависеть от поглощения - в марсовой атмосфере. На этом основании Вери считал доказанным, что в атмосфере Марса, как кислород, так и водяной пар имеются в большом количестве.

Неудовлетворившись этими результатами, Кэмпбелль предпринял новые исследования. В основу их он положил то обстоятельство, что если планета приближается к нам или удаляется от нас с достаточной скоростью, то все линии в ее спектре испытывают определенное смещение. Это явление хорошо изучено, и с помощью его даже можно определять скорости движения светил по лучу зрения. Таким образом, если фотографировать спектр Марса в то время, как он имеет по отношению к Земле достаточную скорость, то его линии в спектре займут особое смещенное положение, и их нельзя будет смешать с линиями земного происхождения. Пользуясь этим, Кэмпбелль произвел свои исследования, при этом не было обнаружено наличие водяного пара и кислорода в атмосфере Марса. По мнению Кэмпбелля, линии этих веществ были бы заметны в спектре Марса, если бы их сила составляла хотя бы одну пятую часть интенсивности соответствующих линий земного происхождения. По этому расчету во время наблюдений Кэмпбелля содержание водяного пара в атмосфере Марса было только 0,12 гр. на кубический метр, что соответствует температуре насыщения в -38° и температуре в -27° для сухого воздуха, с 31 процентом относительной влажности.

Эти определения температуры относятся к утренним часам Марсова дня; в местности на Марсе, которая наблюдалась Кэмпбеллем, солнце вышло приблизительно за 4 1/2 часа до времени наблюдений. Поэтому, полученные температуры должны быть довольно близки к средней температуре дня и ночи Марса.

Без всякого сомнения, последние спектроскопические работы Кэмпбелля являются весьма важными и ценными.

Однако, как нам кажется, самый метод его заключает в себе недостаток, способный уничтожить все преимущества, даваемые хорошими атмосферными условиями во время наблюдения, могущественными инструментами, и многоопытностью наблюдателя. Этот недостаток заключается в том, что общий спектр планеты, который был предметом исследований как Кэмпбелля, так и других спектроскопистов не дает, в сущности, никакого почти представления о влажности атмосферы различных областей Марса, давая лишь интегральную картину ее; кроме того, в общем спектре затушевывается влияние областей планеты, имеющих малое альбедо. По Лоуэллю альбедо желтых областей составляет 0,16; альбедо синих -0,07. Это уже показывает, что в общем спектре, влияние синих областей должно проявляться в меньшей степени, чем влияние желтых; полярные массы Марса, имеющие альбедо свежевыпавшего снега должны в сильной степени оказывать свое действие на характер общего спектра. Чтобы учесть относительное влияние этих основных категорий Марсовой поверхности на формирование общего спектра, надо еще принять в расчет взаимное отношение величин занимаемых ими площадей на поверхности планеты. Если примем, в согласии с Лоуэллем, площадь полярных снегов Марса в 0,14 его поверхности, то на долю желтых областей, не покрытых снегом, останется 0,54, а на долю синих-0,32. Умножив эти величины на соответствующие альбедо, найдем отношение сил света этих областей, или, что тоже, - степень участия каждой из этих областей в формировании спектра планеты.

Упомянутые отношения выразятся числами 11:9:2; где 11 - характеризует силу света полярных снегов; 9 - желтых областей; 2 - синих областей; итак влияние синих областей - минимальное, оно составляет лишь 1/11 общего света планеты. Но по общепринятому теперь взгляду синие области представляют собою впадины поверхности планеты; поэтому они являются также местами, где должны находиться последние запасы воды Марса. Именно синие области должны, поэтому, обладать наиболее влажным на Марсе воздухом. Но мы видим, что по чисто оптическим причинам, эта влажность, хотя бы и очень высокая, лишь в ничтожной степени способна повлиять на характер спектра планеты. Наибольшее влияние в этом отношении имеют белые области и желтые. И те, и другие должны иметь воздух с ничтожным содержанием водяного пара. Первые - по причине низкой зимней температуры: вторые - потому, что представляют собою пустыни, с климатом вероятно еще более сухим, чем пустыни Земли. И вот влиянием этих то областей на 10/11 обусловливается характер получаемого спектра. Это чисто качественное рассмотрение вопроса уже показывает, в какой мере является фиктивным всякий вывод о влажности Марсовой атмосферы, основанный на общем спектре планеты. При той крайней слабости линий поглощения планетных атмосфер, с которой приходится считаться при изучении и измерении спектрограмм, такое незначительное участие света синих областей Марса в формировании его спектра практически сводит их действие к нулю.

В наилучших спектрограммах Кэмпбелля мы имеем все же лишь спектр, почти исключительно созданный светом белых полярных масс и желтых областей Марса. И мы убеждаемся, что эти области - марсовы пустыни - также бедны водяным паром, как и пустыни Земли. Но нельзя упускать из виду, что на Земле вблизи великих пустынь нередко расположены очень сырые места; так, на материке Африки лежит ужаснейшая из пустынь Сахара, и там же расположена одна из самых сырых на Земле областей - бассейн реки Конго, где почти круглый год небо закрыто облаками. Точно также и на Марсе рядом с пустынями могут находиться области с влажным климатом. Необходимо поэтому твердо установить это положение, что нельзя говорить о климате Марса вообще, точно также, как это бы привело к нелепости по отношению к Земле.

Приняв во внимание все эти соображения, мы попробуем теперь сделать количественную оценку рассмотренного выше фактора, в применении к результатам Слайфера и Кэмпбелля. По Слайферу, содержание водяного пара в атмосфере Марса во время наблюдения составляло 2,12 гр. на 1 куб. метр воздуха. По Кэмпбеллю - 0,12 гр. на 1 куб. метр. Остановимся сначала на результате Кэмпбелля. Согласно сказанному выше, принимаемое Кэмпбеллем содержание водяного пара 0,12 гр. на 1 куб. метр - есть некоторая средняя величина, обусловленная влиянием на общий спектр планеты света различных областей Марса. Для иллюстрации того, нисколько мало говорит эта величина о действительной влажности их, сделаем произвольное допущение, что средняя влажность белых и желтых областей планеты была во время наблюдений Кэмпбелля 0,06 гр. на 1 куб. метр (это, быть может, уже не так невероятно, принимая во внимание страшные холода, которые должны стоять зимою в полярных областях Марса) - т. е. обусловливала собою половину эффекта, производимого на спектр планеты.

Чтобы синие области могли произвести такой же эффект, воздух над ними должен был бы иметь в 10 раз больше содержания влаги, т. к. их световое действие в 10 раз меньше, как было показано выше. Итак, синие области могли содержать, не выходя из предела, указанного Кэмпбеллем, 0,60 гр. водяного пара на 1 куб. метр, что в 5 раз превосходит этот предел.

Но мы не можем считаться только с результатами Кэмпбелля; результаты Слайфера также должны быть приняты во внимание, тем более, что новейшие исследования температуры Марса скорее согласуются с определениями влажности Слайфера, чем Кэмпбелля. Слайфер получил содержание водяного пара в 1 куб. метре воздуха Марса - 2,12 грамма. Исходя из вышесказанного, эту величину можно рассматривать только, как некоторую среднюю. Действительная же влажность различных областей Марса может очень сильно от нее отклоняться; в частности, в областях с малым альбедо влажность может в несколько раз превосходить величину 2,12 гр. на 1 куб. метр, т. е. вполне приближаться к влажности воздуха, наблюдаемой в умеренных климатах Земли.

Если допустить, например, что влажность синих областей в 4 раза превосходит 2,12 гр. на 1 куб. метр, то это будет соответствовать температуре около +9°С при насыщенной влажности и температуре +15C при относительной влажности в 66 процентов. Эти выводы совершенно противоположны тем, к которым пришел Кэмпбелль. Если результат Слайфера верен (а его справедливость подтверждается авторитетом Вери), то на Марсе могут быть области, обладающие умеренным климатом, вполне допускающим органическую жизнь.

Самый факт противоречия результатов у столь опытных исследователей, как Кэмпбелль и Слайфер, указывает на недостаточную чувствительность их метода исследования.