Марс в действительности

Атмосферное давление

Снятие с Марса покрова таинственности, к чему мы сейчас приступаем, отражает истину, сформулированную много лет назад двумя учеными-философами Моррисом Коэном и Эрнстом Нагелем: "В общем можно сказать, что наука будет в безопасности до тех пор, пока существуют люди, которые заботятся о корректности используемых ими методов больше, чем о результатах, полученных с их помощью".

"Деловеллизация" Марса началась с одной-единственной, но исключительной по качеству спектрограммы, полученной на Маунт-Вилсоновской обсерватории в апреле 1963 г., которую затем проанализировали Льюис Каплан, Гвидо Мюнх и Хайрон Спинард, сотрудники Лаборатории реактивного движения Калифорнийского технологического института. В спектрограмме атмосферы Марса обнаружились полосы поглощения в инфракрасной области, характерные для диоксида углерода и, впервые, для паров воды. Спектр СО₂ представлял особый интерес, поскольку в нем были как слабые линии поглощения, ширина которых зависит лишь от содержания в атмосфере CO₂, а не от общего атмосферного давления, так и сильные, ширина которых зависит от обоих этих параметров. Таким образом, наконец появилась возможность рассчитать относительное содержание в атмосфере Марса CO₂, а также общее атмосферное давление у поверхности. Самое важное заключалось в том, что атмосферное давление теперь можно было вычислить, основываясь только на известных физических законах, не прибегая ни к каким искусственным допущениям, которые ставили бы под сомнение результаты всех предыдущих расчетов.

Анализ спектрограммы, сделанный Капланом, Мюнхом и Спинардом, дал неожиданный результат: атмосферное давление на Марсе оказалось намного ниже, а содержание CO₂-намного выше, чем предполагалось прежде. Так, по наиболее точным оценкам этих ученых, общее атмосферное давление оказалось равным 25 мбар, а давление CO₂ 4 мбар, тогда как ранее они предполагались равными 85 и 2 мбар соответственно. Авторы отмечали большие погрешности в своих вычислениях, обусловленные неопределенностью в результатах некоторых измерений (все расчеты производились на основе всего лишь одной фотографической пластинки), но выразили надежду, что дальнейшие наблюдения позволят уточнить полученные результаты. В конечном счете было показано, что даже 25 мбар слишком большое значение для атмосферного давления у поверхности Марса.

Статья Каплана, Мюнха и Спинарда, опубликованная в 1964 г., открывает "постловелловскую эру" в изучении Марса. Большие усилия были затрачены на повторные исследования атмосферного давления и состава атмосферы. Это было важно не только потому, что полученные результаты интересны сами по себе, но и по той причине, что без точных данных невозможна разработка космического аппарата для посадки на планету. Когда в 1965 г. Марс в очередной раз оказался на минимальном расстоянии от Земли, его атмосферу тщательно исследовали в телескопы наземных обсерваторий, а также с помощью аппарата "Маринер-4" первого американского космического корабля, запущенного к Марсу.

Следующую неожиданность в развернувшуюся марсианскую эпопею принесли полные и богатые информацией результаты, полученные "Маринером-4". При этом использовался метод измерения атмосферного давления, совершенно новый для исследований Марса. Прежде всего потребовался точный расчет траектории полета космического аппарата, которая должна была проходить таким образом, что "Маринер-4" на протяжении примерно одного часа дважды заслонялся Марсом. Приблизительно в течение 2 мин, предшествующих действительному заходу аппарата за видимый диск планеты, радиоимпульс, посылаемый "Маринером-4" на Землю, проходил, преломляясь и искривляясь, через марсианскую атмосферу. То же самое происходило 54 мин спустя, когда космический аппарат выходил из-за диска Марса. При приеме этого радиосигнала на Земле его преломление точно измерялось, а поскольку величина его зависит от плотности атмосферы, был получен полный "профиль" давления с внешнего края атмосферы Марса и до той точки на поверхности, где космический аппарат заходил за диск планеты или появлялся из-за него.

Полученная таким образом величина давления оказалась удивительно низкой: 4-7 мбар в зависимости от температуры атмосферы и реального содержания диоксида углерода (которое к тому времени было точно известно). На Земле атмосферное давление имеет такое значение на высоте около 32 км. Сначала предполагалось, что столь низкие величины давления должны относиться к высоким точкам поверхности Марса, а не ко всей планете в целом. Однако от этой мысли пришлось отказаться. Начиная с 1965 г. было сделано много измерений марсианского давления, которые проводились различными методами и с разных точек наблюдения: от спектроскопических исследований с Земли всей видимой поверхности планеты до локальных измерений, осуществленных с помощью датчиков давления непосредственно на поверхности планеты, куда они были доставлены спускаемыми аппаратами "Викинг". Все полученные результаты хорошо согласуются в том, что средняя величина давления, которая может слегка варьироваться в зависимости от места и времени года, существенно ниже 10 мбар. Оценки, сделанные разными авторами, колеблюся в пределах 5-7 мбар, поэтому в качестве разумного приближения можно принять величину атмосферного давления равной 6 мбар. Давление на Равнине Эллада, одном из самых низких районов на Марсе, должно составлять примерно 8,6 мбар, а на вершине горы Олимп, самой высокой точке планеты,- около 0,5 мбар.

Состав атмосферы и полярных шапок

Результаты, полученные с помощью аппарата "Маринер-4", недвусмысленно свидетельствуют о том, что диоксид углерода, давление которого, по оценке Каплана, Мюнха и Спинарда, составляет на Марсе 4 мбар, должен быть главным, а не второстепенным компонентом марсианской атмосферы, как считали, исходя из величины давления 85 мбар. (Впоследствии в результате полета "Викингов" было установлено, что содержание диоксида углерода в атмосфере Марса достигает 95%.) Кроме того, еще до полета "Викингов" в атмосфере Марса были обнаружены пары воды (их наличие установлено по спектрам, полученным на фотопластинке и проанализированным Капланом и его коллегами), а также небольшие количества кислорода, озона, атомарного водорода и монооксида углерода, образовавшихся в результате фотолиза из воды и диоксида углерода под действием солнечного света. Содержание паров воды в атмосфере соответствовало 14 мкм осадочной воды. Это значит, что если бы все пары воды в атмосфере планеты сконденсировались, то образовался бы слой воды толщиной в 14 мкм. При такой концентрации водяных паров их давление у поверхности равно 1/8000 давления диоксида углерода, т.е. 0,5 мкбар^*; на поверхности Земли давление паров воды в среднем в 10000 раз больше. Подобное несоответствие приводит к важным биологическим последствиям, о которых мы расскажем подробнее в следующих главах.

^* Масса слоя воды толщиной 14 мкм равна 0,0014 г/см². Умножая эту величину на ускорение силы тяжести (на Марсе оно равно 373 см/с²), можно найти давление паров воды у поверхности оно составляет 0,522 мкбар.

Значительная концентрация диоксида углерода в марсианской атмосфере побудила Роберта Лейтона и Брюса Мюр-рея, сотрудников Калифорнийского технологического института, пересмотреть вопрос о составе полярных шапок. В 1966 г. Лейтон и Мюррей опубликовали результаты теоретического исследования теплового баланса Марса, что позволило им предсказать температуру на любой широте планеты в любое время года. Предполагалось, что Марс в среднем холоднее Земли, поскольку он находится дальше от Солнца; поток солнечного излучения, приходящийся на единицу его поверхности, составляет только 43% от того, что получает Земля. Кроме того, из-за разреженности марсианской атмосферы парниковый эффект там выражен очень слабо. Измерения, проведенные с Земли, показали, что температура на марсианском экваторе днем достигает 25°С, но ночью падает на 100°С и даже больше. Поскольку на Марсе нет океана, который мог бы смягчать подобные перепады температуры, предполагалось, что они весьма велики. Хотя температуру полярных шапок не измеряли, считалось, что она не настолько низка, чтобы вымерз диоксид углерода из атмосферы.

Анализ, проведенный Лейтоном и Мюрреем, показал, что зимние температуры в высоких широтах обоих полушарий Марса вполне могут опускаться ниже - 128°С, т.е. точки замерзания диоксида углерода при давлении 4 мбар. Размеры и скорость исчезновения полярных шапок, предсказываемые при условии, что они состоят из твердого диоксида углерода, хорошо согласовались с результатами наблюдений реальных марсианских шапок. Как видим, все сказанное о Марсе не дает оснований утверждать, что марсианские полярные шапки могли сформироваться из паров воды, хотя предполагается, что в их составе есть небольшие количества водяного льда. Поэтому Лейтон и Мюррей сделали вывод, что полярные шапки почти полностью состоят из замерзшего диоксида углерода.

Это предположение подтвердилось в 1969 г., когда к Марсу приблизились еще два космических аппарата: "Маринер-6" и "Маринер-7". Когда "Маринер-7" проходил над южной полярной шапкой, на его борту работали два инфракрасных детектора. Один из этих приборов, радиометр, измерял тепловое излучение поверхности Марса; эти данные позволяли рассчитать температуру поверхности. Другой прибор, спектрометр, регистрировал как температуру, так и спектр отраженного инфракрасного излучения, который можно было использовать для изучения химического состава полярной шапки и атмосферы планеты. Как это принято, первые научные результаты, полученные с аппаратов "Маринер", были оглашены на пресс-конференции, состоявшейся в Лаборатории реактивного движения в Пасадене вскоре после окончания полета; краткое сообщение для прессы по результатам полета "Маринера-7" было сделано 7 августа 1969 г. От имени группы экспериментаторов, работавших с инфракрасным радиометром, Джерри Нойгебауэр из Калифорнийского технологического института сообщил, что максимальная температура, измеренная прибором, равна - 123°С (согласно более поздним оценкам, она равна - 125°С), т.е. близка к величине, предсказанной Лейтоном и Мюрреем; это хорошо согласуется со значением температуры, рассчитанной на основе предположения, что полярная шапка состоит из замерзшего диоксида углерода. Расчетная температура зависит от давления диоксида углерода в атмосфере: чем оно выше, тем выше температура, и наоборот. При давлении 4 мбар температура по расчетам должна равняться -128°С; в таком случае измеренная температура (-125ºС) соответствует давлению диоксида углерода 6.4 мбар. Эти два набора данных близки настолько, что их можно было считать совпадающими. Совершенно другой результат получила группа ученых во главе с Джорджем Пайментелом из Калифорнийского университета в Беркли, работавшая с инфракрасным спектрометром. Их данные прежде всего говорили о том, что температура кромки полярной ледяной шапки слишком высока для замерзшего диоксида углерода, откуда исследователи сделали вывод, что по крайней мере кромка состоит из водяного льда. Кроме того, спектрометр зарегистрировал над кромкой шапки (но не над основным ее телом) присутствие газообразного метана и аммиака. Наличие богатых водородом газов на планете, имеющей столь высокоокисленную атмосферу, вызывало удивление, поэтому было высказано предположение, что там происходят какие-то необычные химические процессы. В итоге эта группа исследователей сделала вывод, что у периферии полярной шапки имеется обводненная зона, пригодная для жизни, а метан и аммиак, возможно, являются продуктами биологической деятельности.

Это было воспринято как новое свидетельство в пользу существования жизни на Марсе, и на следующий день о нем сообщалось по всему миру. Как писала по этому поводу газета "Нью-Йорк тайме", "у ученых и журналистов перехватило дыхание". Не мелькнула ли в этот момент перед ними тень Персиваля Ловелла? Или обманчивый образ Марса опять вводит в заблуждение свои многочисленные жертвы? Как бы то ни было, вскоре все недоразумения разрешились: спектрометрическая лабораторная проверка показала, что поглощение, прежде приписываемое метану и аммиаку, может быть обусловлено также твердым диоксидом углерода. Другой результат - более высокая, чем предполагалось ранее, температура кромки полярной шапки, несомненно означал, что когда космический аппарат двигался по направлению к полярной шапке, в поле зрения его бортового спектрометра попали какие-то участки обнаженного открытого грунта и скал. Естественно, скалы и грунт имеют более высокую температуру, чем сама ледяная шапка. Биологическое объяснение было забыто, и сегодня спектрометрические данные стали одним из убедительных свидетельств того, что полярные шапки Марса состоят из диоксида углерода.

Темные области

Когда окончательно выяснилось, что сезонно изменяющиеся полярные шапки Марса состоят не из водяного льда, а из замерзшего диоксида углерода, ученым пришлось отказаться от прежнего убеждения, что "полярные моря" и другие подобные явления связаны с сезонными перемещениями воды от одного полюса планеты к другому, как считал Ловелл. Если полярные шапки сформированы из постоянно присутствующего в атмосфере диоксида углерода, а не из паров воды, перемещающихся над поверхностью Марса, то каким образом можно объяснить их сезонные изменения?

Наблюдения с помощью телескопов, проведенные уже после смерти Ловелла, в общих чертах подтвердили данное им описание поверхности планеты. Темная кайма вокруг исчезающей полярной шапки, очевидно, действительно существует, так же как повышается контрастность светлых и темных областей планеты в летнее время. Более проблематично выглядела волна потемнения, но к 1962 г. несколько наблюдателей подтвердили ее наличие, и при этом оказалось, что действительно существует некоторая корреляция между местоположением (широтой) той или иной области поверхности и временем его потемнения или посветления, хотя эта корреляция не столь очевидна, как утверждал Ловелл. Однако в наше время это явление объясняют совершенно иначе. По причинам, о которых мы расскажем в следующей главе, полярная темная кайма не может состоять из жидкой воды. Истинная ее природа точно неизвестна, но, по-видимому, она обусловлена либо действием сезонных ветров, сдувающих пыль с поверхности, либо оптическим эффектом, вызванным наличием зеркального слоя твердого диоксида углерода, о котором говорилось выше. Не исключено также, что этот слой состоит из гидрата диоксида углерода, CO₂*6Н₂0, на возможное присутствие которого в марсианской полярной шапке указывали Стэнли Миллер и Уильям Смит. Это соединение может образовать слой, лежащий на границе раздела стабильной части шапки, состоящей из водяного льда, и ее сезонно изменяющейся части, сформированной из твердой углекислоты CO₂.

В настоящее время изменения в темных областях принято связывать с перераспределением пыли, вызванным сезонными ветрами, которые в большей или меньшей степени обнажают более темную почву. Однако некоторые ученые считают, что наблюдаемые сезонные изменения в окраске поверхности Марса вызваны просветлением светлых областей, а не потемнением темных. Хотя это явление имеет вид волны, распространяющейся по поверхности планеты, до сих пор не ясно, обусловлено ли оно оптическим эффектом, возникающим из-за изменения освещенности и углов наблюдения, или какими-то другими процессами.

Без сомнения, самым убедительным доказательством в пользу существования жизни на Марсе считались полученные Синтоном спектры с ярко выраженными полосами поглощения. Эти спектральные характеристики были зарегистрированы с помощью современных надежных методов, и, казалось бы, их явная взаимосвязь с сезонными изменениями темных областей делала маловероятным какое-либо иное объяснение. Хотя консультативная комиссия НАСА предостерегала против интерпретации синтоновских полос поглощения исключительно на основе биологических явлений, не было предложено каких-либо объяснений, связывающих наблюдаемое поглощение света с неорганическими веществами. Напротив, в единственном опубликованном до 1965 г. сообщении, где была предпринята попытка более четко проследить эту взаимосвязь, высказывалось предположение, что эти полосы поглощения обусловлены наличием на Марсе такого органического соединения, как ацетальдегид. В 1965 г. сотрудники Калифорнийского университета в Беркли Джеймс Ширк, Уильям Хейзелтайн и Джордж Пайментел продемонстрировали, что указанное поглощение лучше объясняется наличием в атмосфере Марса тяжелой воды HDO (в молекуле которой один атом водорода заменен атомом дейтерия), а не органическим веществом. Вскоре после этого в статье Доналда Риа, Брайена (УЛири и Синтона из Калифорнийского университета в Беркли и из Ловелловской обсерватории были представлены убедительные доказательства того, что тяжелая вода, о которой шла речь, присутствует не в марсианской, а в земной атмосфере. (Дейтерий составляет 0,02% концентрации земного водорода.) Выяснилось, что трудности, возникающие при проведении спектроскопических исследований небольших участков марсианской поверхности, привели к тому, что Синтон неправильно интерпретировал полосы поглощения в спектрах, приписав их действию темных областей поверхности. Таким образом, больше не было оснований считать, что темные области на поверхности Марса отличаются от светлых содержанием в них органического вещества.