Файл: Исследование Марса План Введение 1 Первые исследования Марса 2 Модели Солнечной системы.doc
ВУЗ: Не указан
Категория: Не указан
Дисциплина: Не указана
Добавлен: 24.04.2024
Просмотров: 30
Скачиваний: 0
ВНИМАНИЕ! Если данный файл нарушает Ваши авторские права, то обязательно сообщите нам.
, работая в Ватиканской обсерватории, заметил на Марсе большие треугольные особенности голубого цвета, которые он назвал «Голубой Скорпион». Некоторые из этих сезонных облакоподобных образований обнаружил в 1862 году английский астроном Джозеф Норман Локьер, также они впоследствии были обнаружены и в других обсерваториях[41]. В 1862 году, во время оппозиции Марса, голландский астроном Фредерик Кайзер провёл его картографирование. Сравнивая свои иллюстрации с иллюстрациями Христиана Гюйгенса и Роберта Гука, он смог уточнить период вращения, составивший 24 ч. 37 м. 22,6 с. с точностью до десятых долей секунды[39][42].
В 1863 году Анджело Секки создает первые цветные иллюстрации Марса. Для обозначения особенностей рельефа он использовал имена знаменитых путешественников. В 1869 году он заметил два темных линейных объекта на поверхности, и назвал их «Canali», что по-итальянски обозначает «каналы» или «канавки»[43][44][45]. В 1867 году, на основе чертежей 1864 года английского астронома Уильяма Р. Дауэса, английский астроном Ричард Проктор создал более подробную карту Марса. Проктор назвал различные светлые и темные особенности рельефа Марса в честь астрономов прошлого и современности, которые внесли вклад в наблюдения планеты. В том же десятилетии, французским астрономом Камилем Фламмарионом и английским астрономом Натаниэлем Грином было произведено сопоставление различных карт и номенклатур[45].
В Лейпцигском университете в 1862-1864 годах немецкий астроном Иоганн Золлнер использовал для наблюдения Марса спектроскоп, разработанный для измерения отражательной способности Луны, планет Солнечной системы и ярких звёзд, и получил суммарное альбедо Марса, равное 0,27. Между 1877 и 1893 годами немецкие астрономы Густав Мюллер и Пауль Кемпф наблюдали Марс с использованием спектроскопа Золлнера. Они обнаружили малый коэффициент фаз — вариацию отражательной способности в зависимости от угла, и сделали вывод том, что поверхность Марса относительно гладкая и без больших изломов[46].
В 1867 году французский астроном Пьер Жансен и британский астроном Уильям Хаггинс использовали спектроскоп для изучения атмосферы Марса. Они обнаружили, что оптический спектр Марса практически совпадает со спектром Луны. В полученном спектре не были обнаружены линии поглощения воды, поэтому Жансен и Хаггинс предположили, что в атмосфере Марса присутствует водяной пар. Этот результат был подтвержден в 1872 году немецким астрономом Германом Фогелем и в 1875 году английским астроном Эдвардом Маундером, но позже он оказался под вопросом[47].
В 1877 году положение Марса вследствие противостояния было особенно благоприятно для наблюдения. Английский астроном Дэвид Гилл использовали эту возможность, чтобы с острова Вознесения оценить суточный параллакс Марса. С помощью этих измерений он смог более точно определить расстояние от Земли до Солнца, исходя из относительного размера орбит Марса и Земли[48]. Он также отметил, что из-за наличия атмосферы у Марса, которая ограничивает точность наблюдений, край диска наблюдаем нечетко, вследствие чего сложно определить точное положение планеты[49].
В августе 1877 года американский астроном Асаф Холл, используя 660-миллиметровый телескоп военно-морской обсерватории США, открыл два спутника у Марса[50]. Имена спутников, Фобос и Деймос, были выбраны Холлом на основе предложения Генри Мадана, научного инструктора Итонского колледжа в Англии[51].
Карта Марса Джованни Скиапарелли
Марсианские каналы, зарисовка Персиваля Лоуэлла
В 1877 году, во время оппозиции Марса, итальянский астроном Джованни Скиапарелли использует 22-сантиметровый телескоп для составления подробных карт планеты. В частности, на этих картах в виде тонких линий были указаны каналы (которым он дал имена известных рек на Земле), однако впоследствии было показано, что это оптическая иллюзия[52][53]. В 1886 году английский астроном Уильям Ф. Деннинг отметил, что эти линейные объекты носили нерегулярный характер. В 1895 году английский астроном Эдвард Мондер убедился, что линейные объекты были просто суммированием многих мелких деталей[54].
В 1892 году французский учёный Камиль Фламмарион пишет о том, что эти каналы похожи на антропогенные, которые представители разумной расы могли бы использовать для перераспределения воды по умирающему марсианскому миру. Он выступает за существование таких жителей, и предположил, что они могут быть более развитыми, чем люди[55].
Под влиянием наблюдений Скиапарелли, востоковед Персиваль Лоуэлл основал обсерваторию с 30- и 45-сантиметровыми (12- и 18-дюймовыми) телескопами. Он выпустил несколько книг о Марсе и о жизни на планете, которые оказали большое влияние на общественное мнение[56]. Каналы также были обнаружены другими астрономами, такими как Генри Джозеф Перротен и Луи Толлон, с помощью 38-сантиметрового рефрактора, одним из крупнейших телескопов того времени[57][58].
Начиная с 1901 года А. Е. Дугласом были предприняты усилия по фотографию каналов Марса; эти усилия увенчались успехом, когда в 1905 году Карл Отто Лампланд опубликовал фотографии каналов[59]. Хотя эти результаты были широко приняты научным сообществом, их оспаривали некоторые учёные: французский астроном Эжен Антониади, английский натуралист Альфред Уоллес, и другие[54][60], так как «слабыми» телескопами каналы не наблюдались.
В 1894 году американский астроном Уильям Кэмпбелл обнаружил, что спектр Марса идентичен спектру Луны, бросив сомнения на развивающиеся теории об схожести атмосферы Марса и Земли. Предыдущие обнаружения воды в атмосфере Марса были объяснены неблагоприятными условиями наблюдений[61]. Однако результаты, полученные Кэмпбеллом считались спорными и были подвергнуты критике некоторыми членами астрономического сообщества, пока не были впоследствии подтверждены американским астрономом Уолтером Адамсом в 1925 году[62].
Герман Струве использовал наблюдаемые изменения орбит спутников Марса для определения гравитационного воздействия планеты. В 1895 году он использовал эти данные для оценки диаметра планеты, и установил, что экваториальный диаметр на 1/190 больше полярного диаметра (в 1911 году он уточнил значение до 1/192)[32][63]. Этот результат был подтвержден американским метеорологом Вулардом в 1944 году[64].
Песочные демоны, сфотографированные марсоходом Opportunity (цифры в левом нижнем углу отображают время в секундах с момента первого кадра).
Поверхность, затемнённая желтыми облаками, была отмечена в 1870 году, при наблюдениях Скиапарелли. Ещё одно доказательство существования облаков было получено во время противостояний 1892 и 1907 годов. В 1909 году Антониади отметил, что наличие желтых облаков было связано с затемнением альбедо. Он обнаружил, что на поверхности Марса появлялось больше желтого в оппозиции, когда планета была ближе к Солнцу, и, следовательно, получала больше энергии. В качестве причины появления этих облаков он называл поднятые ветром песок и пыль[65][66].
Используя вакуумные термопары в 254-сантиметровом (100-дюймовом) телескопе Хукера в обсерватории Маунт-Вильсон, в 1924 году американские астрономы Сет Барнс Николсон и Эдисон Петтит смогли измерить тепловую энергию, излучаемую поверхностью Марса. Они определили, что температура колебалась от −68 °C (−90 °F) на полюсе до +7 °C (+45 °F) в середине диска (что соответствует экватору)[67]. В том же году измерением энергии Марса занялись американский физик Уильям Кобленц и американский астроном Карл Отто Лампланд. Результаты показали, что ночная температура на Марсе снизилась до −85 °C (−121 °F), что указывает на «огромные суточноые колебания» в температурах[68]. Температура марсианских облаков составляла до −30 °C (−22 °F)[69].
В 1926 году, путем измерения спектральных линий красного смещения орбитальных движений Марса и Земли, американский астроном Уолтер Сидни Адамс смог непосредственно измерить количество кислорода и водяного пара в атмосфере Марса. Он определил, что «экстремальные условия пустыни» были широко распространены и на Марсе[68]. В 1934 году Адамс и американский астроном Теодор Данэм-младший установили, что количество кислорода в атмосфере Марса было менее одного процента[70].
В 1920-е годы французский астроном Бернар Лио использовал поляриметр для исследования свойств поверхности Луны и планет. В 1929 году он отметил, что поляризованный свет, исходящий от марсианской поверхности, очень похож излучение с Луны, хотя и предположил, что некоторые его замечания могут быть объяснены холодом, или, возможно, растительностью. На основании количества солнечного света, рассеянного в атмосфере Марса, он оценил толщину атмосферы Марса в 1/15 толщины атмосферы Земли. Это ограничивало поверхностное давление до уровня не более 2,4 кПа (24 мбар)[71].
Используя инфракрасный спектрометр, в 1947 году голландско-американский астроном Джерард Койпер обнаружил двуокись углерода в атмосфере Марса. Он смог оценить, что количество углекислого газа в атмосфере вдвое больше, чем на Земле. Тем не менее, поскольку он переоценил давление на поверхности Марса, Койпер ошибочно заключил, что ледяные шапки не могут состоять из замерзшей углекислоты[72].
Основываясь на наблюдениях вблизи Земли астероида Эрос с 1926 по 1945 годы, немецко-американский астроном Евгений Константинович Рабе оценил массу Марса[73].
Первый стандарт наименований особенностей рельефа был внесен на рассмотрение Международного астрономического союза (МАС), и в 1960 году было принято 128 названий с карты Антониади (образца 1929 года). Рабочая группа по наименованиям в Солнечной системе (англ. Working Group for Planetary System Nomenclature, WGPSN) была создана в 1973 году для стандартизации наименований для Марса и других космических объектов[74].
В 1863 году Анджело Секки создает первые цветные иллюстрации Марса. Для обозначения особенностей рельефа он использовал имена знаменитых путешественников. В 1869 году он заметил два темных линейных объекта на поверхности, и назвал их «Canali», что по-итальянски обозначает «каналы» или «канавки»[43][44][45]. В 1867 году, на основе чертежей 1864 года английского астронома Уильяма Р. Дауэса, английский астроном Ричард Проктор создал более подробную карту Марса. Проктор назвал различные светлые и темные особенности рельефа Марса в честь астрономов прошлого и современности, которые внесли вклад в наблюдения планеты. В том же десятилетии, французским астрономом Камилем Фламмарионом и английским астрономом Натаниэлем Грином было произведено сопоставление различных карт и номенклатур[45].
В Лейпцигском университете в 1862-1864 годах немецкий астроном Иоганн Золлнер использовал для наблюдения Марса спектроскоп, разработанный для измерения отражательной способности Луны, планет Солнечной системы и ярких звёзд, и получил суммарное альбедо Марса, равное 0,27. Между 1877 и 1893 годами немецкие астрономы Густав Мюллер и Пауль Кемпф наблюдали Марс с использованием спектроскопа Золлнера. Они обнаружили малый коэффициент фаз — вариацию отражательной способности в зависимости от угла, и сделали вывод том, что поверхность Марса относительно гладкая и без больших изломов[46].
В 1867 году французский астроном Пьер Жансен и британский астроном Уильям Хаггинс использовали спектроскоп для изучения атмосферы Марса. Они обнаружили, что оптический спектр Марса практически совпадает со спектром Луны. В полученном спектре не были обнаружены линии поглощения воды, поэтому Жансен и Хаггинс предположили, что в атмосфере Марса присутствует водяной пар. Этот результат был подтвержден в 1872 году немецким астрономом Германом Фогелем и в 1875 году английским астроном Эдвардом Маундером, но позже он оказался под вопросом[47].
В 1877 году положение Марса вследствие противостояния было особенно благоприятно для наблюдения. Английский астроном Дэвид Гилл использовали эту возможность, чтобы с острова Вознесения оценить суточный параллакс Марса. С помощью этих измерений он смог более точно определить расстояние от Земли до Солнца, исходя из относительного размера орбит Марса и Земли[48]. Он также отметил, что из-за наличия атмосферы у Марса, которая ограничивает точность наблюдений, край диска наблюдаем нечетко, вследствие чего сложно определить точное положение планеты[49].
В августе 1877 года американский астроном Асаф Холл, используя 660-миллиметровый телескоп военно-морской обсерватории США, открыл два спутника у Марса[50]. Имена спутников, Фобос и Деймос, были выбраны Холлом на основе предложения Генри Мадана, научного инструктора Итонского колледжа в Англии[51].
5. Марсианские каналы
Карта Марса Джованни Скиапарелли
Марсианские каналы, зарисовка Персиваля Лоуэлла
В 1877 году, во время оппозиции Марса, итальянский астроном Джованни Скиапарелли использует 22-сантиметровый телескоп для составления подробных карт планеты. В частности, на этих картах в виде тонких линий были указаны каналы (которым он дал имена известных рек на Земле), однако впоследствии было показано, что это оптическая иллюзия[52][53]. В 1886 году английский астроном Уильям Ф. Деннинг отметил, что эти линейные объекты носили нерегулярный характер. В 1895 году английский астроном Эдвард Мондер убедился, что линейные объекты были просто суммированием многих мелких деталей[54].
В 1892 году французский учёный Камиль Фламмарион пишет о том, что эти каналы похожи на антропогенные, которые представители разумной расы могли бы использовать для перераспределения воды по умирающему марсианскому миру. Он выступает за существование таких жителей, и предположил, что они могут быть более развитыми, чем люди[55].
Под влиянием наблюдений Скиапарелли, востоковед Персиваль Лоуэлл основал обсерваторию с 30- и 45-сантиметровыми (12- и 18-дюймовыми) телескопами. Он выпустил несколько книг о Марсе и о жизни на планете, которые оказали большое влияние на общественное мнение[56]. Каналы также были обнаружены другими астрономами, такими как Генри Джозеф Перротен и Луи Толлон, с помощью 38-сантиметрового рефрактора, одним из крупнейших телескопов того времени[57][58].
Начиная с 1901 года А. Е. Дугласом были предприняты усилия по фотографию каналов Марса; эти усилия увенчались успехом, когда в 1905 году Карл Отто Лампланд опубликовал фотографии каналов[59]. Хотя эти результаты были широко приняты научным сообществом, их оспаривали некоторые учёные: французский астроном Эжен Антониади, английский натуралист Альфред Уоллес, и другие[54][60], так как «слабыми» телескопами каналы не наблюдались.
6. Пересмотр и уточнение планетарных параметров
В 1894 году американский астроном Уильям Кэмпбелл обнаружил, что спектр Марса идентичен спектру Луны, бросив сомнения на развивающиеся теории об схожести атмосферы Марса и Земли. Предыдущие обнаружения воды в атмосфере Марса были объяснены неблагоприятными условиями наблюдений[61]. Однако результаты, полученные Кэмпбеллом считались спорными и были подвергнуты критике некоторыми членами астрономического сообщества, пока не были впоследствии подтверждены американским астрономом Уолтером Адамсом в 1925 году[62].
Герман Струве использовал наблюдаемые изменения орбит спутников Марса для определения гравитационного воздействия планеты. В 1895 году он использовал эти данные для оценки диаметра планеты, и установил, что экваториальный диаметр на 1/190 больше полярного диаметра (в 1911 году он уточнил значение до 1/192)[32][63]. Этот результат был подтвержден американским метеорологом Вулардом в 1944 году[64].
Песочные демоны, сфотографированные марсоходом Opportunity (цифры в левом нижнем углу отображают время в секундах с момента первого кадра).
Поверхность, затемнённая желтыми облаками, была отмечена в 1870 году, при наблюдениях Скиапарелли. Ещё одно доказательство существования облаков было получено во время противостояний 1892 и 1907 годов. В 1909 году Антониади отметил, что наличие желтых облаков было связано с затемнением альбедо. Он обнаружил, что на поверхности Марса появлялось больше желтого в оппозиции, когда планета была ближе к Солнцу, и, следовательно, получала больше энергии. В качестве причины появления этих облаков он называл поднятые ветром песок и пыль[65][66].
Используя вакуумные термопары в 254-сантиметровом (100-дюймовом) телескопе Хукера в обсерватории Маунт-Вильсон, в 1924 году американские астрономы Сет Барнс Николсон и Эдисон Петтит смогли измерить тепловую энергию, излучаемую поверхностью Марса. Они определили, что температура колебалась от −68 °C (−90 °F) на полюсе до +7 °C (+45 °F) в середине диска (что соответствует экватору)[67]. В том же году измерением энергии Марса занялись американский физик Уильям Кобленц и американский астроном Карл Отто Лампланд. Результаты показали, что ночная температура на Марсе снизилась до −85 °C (−121 °F), что указывает на «огромные суточноые колебания» в температурах[68]. Температура марсианских облаков составляла до −30 °C (−22 °F)[69].
В 1926 году, путем измерения спектральных линий красного смещения орбитальных движений Марса и Земли, американский астроном Уолтер Сидни Адамс смог непосредственно измерить количество кислорода и водяного пара в атмосфере Марса. Он определил, что «экстремальные условия пустыни» были широко распространены и на Марсе[68]. В 1934 году Адамс и американский астроном Теодор Данэм-младший установили, что количество кислорода в атмосфере Марса было менее одного процента[70].
В 1920-е годы французский астроном Бернар Лио использовал поляриметр для исследования свойств поверхности Луны и планет. В 1929 году он отметил, что поляризованный свет, исходящий от марсианской поверхности, очень похож излучение с Луны, хотя и предположил, что некоторые его замечания могут быть объяснены холодом, или, возможно, растительностью. На основании количества солнечного света, рассеянного в атмосфере Марса, он оценил толщину атмосферы Марса в 1/15 толщины атмосферы Земли. Это ограничивало поверхностное давление до уровня не более 2,4 кПа (24 мбар)[71].
Используя инфракрасный спектрометр, в 1947 году голландско-американский астроном Джерард Койпер обнаружил двуокись углерода в атмосфере Марса. Он смог оценить, что количество углекислого газа в атмосфере вдвое больше, чем на Земле. Тем не менее, поскольку он переоценил давление на поверхности Марса, Койпер ошибочно заключил, что ледяные шапки не могут состоять из замерзшей углекислоты[72].
Основываясь на наблюдениях вблизи Земли астероида Эрос с 1926 по 1945 годы, немецко-американский астроном Евгений Константинович Рабе оценил массу Марса[73].
Первый стандарт наименований особенностей рельефа был внесен на рассмотрение Международного астрономического союза (МАС), и в 1960 году было принято 128 названий с карты Антониади (образца 1929 года). Рабочая группа по наименованиям в Солнечной системе (англ. Working Group for Planetary System Nomenclature, WGPSN) была создана в 1973 году для стандартизации наименований для Марса и других космических объектов[74].