Файл: Лушев, Ю. Г. Физика верхней атмосферы Земли учебник.pdf

пятна, хорошо различимые на поверхности, были названы «мо­ рями». «Материки» представляются разделенными на отдельные области множеством темных линий — «каналов». В полярных областях планеты хорошо видны белые пятна — полярные шап­ ки, весьма изменчивые в течение марсианского года. Так, в зим­ ний период северная полярная шапка достигает широты 57°, а южная 45°; в летний период южная полярная шапка может ис­ чезать полностью.

Альбедо Марса, равное в среднем 0,15, различно для разных

24,13 км/сек и с периодом, равным 23 земным месяцам, по сильно вытянутой эллиптической орбите с эксцентриситетом е = 0,093. В результате этого расстояние Марса от Солнца изменяется в до­ вольно широких пределах: от 206,5- 106 до 249,2-106 км. Расстоя­ ние Марса от Земли изменяется от 55106 до 400106 км. Ближе всего к Земле Марс бывает в моменты великих противостояний, которые наблюдаются один раз в 15—17 лет. Ближайшее вели­ кое противостояние наблюдалось в августе 1971 г. Орбита Марса наклонена к плоскости эклиптики под углом 1°5Г. Период вра­ щения Марса вокруг оси близок к земному и составляет 24 ч 37 мин 23 сек. Ось вращения его наклонена к плоскости орбиты под углом около 25°, поэтому на Марсе, как и на Земле, проис­ ходит смена времен года. Марсианские сезоны года примерно вдвое продолжительнее земных.

Экваториальный радиус Марса равен 3394± 1 км, полярный

314

Ускорение силы тяжести на поверхности Марса равно

3,76 м/сек2.

Марс не имеет ни собственного магнитного поля, ни радиаци­ онных зон.

Телевизионная информация совершенно неожиданно для ис­ следователей показала, что поверхность Марса покрыта много­ численными кратерами разных размеров (от 3 до 200 км в попе­ речнике) и гораздо больше похожа на поверхность Луны, чем на земную. Специфическими особенностями марсианской поверхно­ сти (по сравнению с лунной) являются более сглаженный харак­ тер рельефа и отсутствие непрерывного спектра размеров крате­ ров (весьма мало кратеров средних размеров — диаметром

10—30 км).

Марсианские «каналы» располагаются на снимках как вытя­ нутые сплошные темные образования или совокупности отдель­ ных пятен разного размера и контрастности. Некоторые из «ка­ налов» представляют собой случайные сочетания отдельных пя­ тен.

Телевизионные изображения показывают, что граница южной полярной шапки, несмотря на ее нерегулярный, изрезанный ха­ рактер, выражена весьма четко. Ширина переходной зоны от об­ ласти, покрытой «снегом», к открытой поверхности составляет не более 2 градусов широты. Зона Южного полюса имеет доволь­ но сложную топографию: имеются и ровные участки поверхности, и большое число кольцевых кратеров разных размеров. Анализ снимков показывает, что мощность «снежного» покрова весьма различна. В одних местах она настолько значительна, что все кратеры оказываются покрыты «снегом», в других местах очень мала, так что просматривается темная поверхность.

В атмосфере Марса часто наблюдаются локальные неодно­ родности различных видов, трактующиеся как облака. Марсиан­ ские облака можно разделить на три типа: голубые, белые и жел­

тые.

Голубые облака представляют собой области повышенной оптической плотности, видимые сквозь голубой фильтр. Как по­ казывают количественные оценки, они располагаются на сравни­ тельно больших высотах над поверхностью планеты (15—25 км и выше) и могут состоять из ледяных кристаллов размерами око­ ло 0,1 мкм (Гуди, Дольфус).

Белые облака сильно различаются по яркости, размерам (толщина и протяженность) и местоположению и делятся на три

вида:

— плотные яркие белые облака, наблюдаемые продолжитель­ ное время в виде больших систем в низких или умеренных широ­ тах или в виде плотной белой пелены в области зимнего полюса; тонкая белая мгла, обнаруживаемая как продолжение пер­

вого вида белых облаков или как кратковременная дымка;

315

— горные облака, постоянно образующиеся над районами предполагаемых марсианских возвышенностей.

Как показывают поляризационные исследования, белые обла­ ка по своей природе близки к ледяным облакам земной атмосфе­ ры типа перистых.

Желтые облака, объясняемые обычно пыльными бурями, наблюдаются сравнительно редко и являются весьма изменчи­ выми образованиями как во времени, так и в пространстве. Их можно разделить на две группы:

— желтые облака, наблюдаемые на диске планеты в виде образований, скрывающих отдельные детали поверхности;

— желтые облака, наблюдаемые в проекции на лимб или на терминатор планеты.

Облака первой группы образуются преимущественно в низких широтах в зоне марсианских пустынь на высотах, не превышаю­ щих 5—10 км. После образования они сравнительно быстро сме­ щаются в направлении экватора планеты. Отличаются малой продолжительностью существования (до 1—Здней).

Облака второй группы наблюдаются сравнительно редко. Они обнаруживаются в основном в средних широтах и не имеют за­ метного широтного перемещения. Продолжительность их суще­ ствования может достигать нескольких недель. Наблюдения по­ казывают, что эти облака располагаются на больших высотах

(до 30—50 км) .

Природа облачных частиц желтых облаков до настоящего времени остается неизвестной. Количественные оценки показы­ вают, что их размеры могут быть порядка 10—102 мкм.

Кроме облачных образований, для атмосферы Марса харак­ терно наличие синей дымки, которая может полностью скрывать детали поверхности при фотографировании планеты через синий или ультрафиолетовый фильтр. Сравнение величин диаметра Марса, измеренного при различных фильтрах, показывает, что слой дымки располагается на больших высотах (до нескольких десятков километров), причем заметно выше над экватором, чем над полюсами. Обычно дымка распределяется равномерно по ди­ ску планеты, но может иметь и отдельные неоднородности в виде более темных участков и даже зональных полос, что указывает на ее связь с температурными изменениями и с циркуляцией в атмосфере Марса.

При анализе телевизионной информации не удалось обнару­ жить наличие дымки или облачности, хотя ряд деталей вблизи южного края диска планеты можно истолковать либо как слой дымки, либо как облачное образование. Таким образом, пробле­ ма существования и природы марсианских облаков остается пока весьма неясной.

316

§2 АТМОСФЕРА МАРСА

Результаты наземных фотометрических, поляризационных и спектрометрических наблюдений, полученные к середине 60-х го­ дов, несмотря на их расхождения в количественных оценках, уве­ ренно свидетельствовали, что атмосфера Марса значительно раз­ реженнее земной (в 10—40 раз). Менее определенные сведения имелись о газовом составе атмосферы. Спектрометрические на­ блюдения подтверждали наличие углекислого газа, малого коли­ чества водяного пара и аргона. Не были обнаружены кислород, озон, окись углерода и ряд других газов, имеющихся в земной

поверхности может повышаться до 280—285 °К, т. е. до значений, больших, чем приведенные на рис. 17.2.

Суточные вариации температуры марсианской поверхности, осредненные вдоль экватора планеты, приведены на рис. 17.3. Из рисунка видно, что максимум температуры наблюдается около 13 ч местного времени. Амплитуда изменения температуры в светлое время суток составляет около 50°. Теоретические оценки ночных температур показывают, что в ранние утренние часы (около 6 ч) температура достигает своего минимального значе­ ния (до 160—170°К). Таким образом, амплитуда суточного хода температуры может составлять 120—130°.

Существенное уточнение приведенных данных наземных на­ блюдений о физических характеристиках поверхности Марса и его атмосферы было произведено после анализа результатов, полу­ ченных с помощью межпланетных станций «Маринер-4, 6 и 7».

317

Прежде всего, экспериментальные материалы позволили прийти к выводу, что основным газовым компонентом атмосферы Марса является не азот, а углекислый газ (около 90% по объе­ му). Спектрометрические измерения в ультрафиолетовой обла­ сти спектра не обнаружили никаких следов азота. Трудно пред­ положить, что азот захвачен поверхностью Марса или нижними слоями его атмосферы. Кроме углекислого газа, обнаружено на­

верхней атмосферы Марса. На спектрограммах обнаружены сла­ бые полосы поглощения молекулярного и ионизированного угле­ кислого газа, атомного кислорода, водорода и окиси углерода.

марсианской ионосферы с максимумом электронной концентра­ ции, равным 1,5 • 10п лГ3. Этот максимум наблюдается на высо­ тах 130—140 км. Температура плазмы в области ионосферы со­ ставляет 300—500 °К.

Температура поверхности Марса определялась по данным ин­ фракрасных спектрометра и радиометра, а атмосферы — по дан­ ным радиозатменных наблюдений. Измерения показывают, что в области экватора температура поверхности днем может дости­ гать 297 °К, в ночные часы она может понижаться до 173°К.

Весьма низкие температуры (до 153°К) были зарегистри­ рованы инфракрасным радиометром в районе Южного полюса. Правда, эти данные не подтверждены показаниями спектромет­

1) Радиозатменные измерения — радиоизмерения, выполненные во время захода космического аппарата за диск планеты и выхода из-за него.

318