Виталий Бронштэн - Планета Марс

Несомненно, что в состав атмосферы Марса входит инертный газ аргон, составляющий 1 % нашей атмосферы. На Земле аргон является продуктом радиоактивного распада изотопа калия К*°, имеющего период полураспада 1,3 млрд. лет. Если доля радиоактивного калия в коре Марса такая же, как и в земной коре, то в атмосфере Марса его должно быть довольно много, и он вполне может занимать там второе место по обилию после углекислого газа. Но обнаружить аргон спектроскопически пока нельзя по той же причине, что и азот: полосы его с Земли не наблюдаемы,

В 1976 г. приборы спускаемых аппаратов американских станций "Викинг" показали, что в атмосфере Марса содержится около 1-2% аргона и 2-3% азота, а 95% приходится на долю углекислого газа.

Особенно много усилий предпринимали астрономы с начала XX в., чтобы обнаружить два газа, важных для жизни на любой планете: кислород и водяной пар. В 1900-х годах В. Слайфер и Ф, Бери на обсерватории Ловелла пытались обнаружить оба газа по усилению их полос в спектре Марса по сравнению со спектром Луны, находящейся на той же высоте над горизонтом (это необходимо для того, чтобы поглощение в земной атмосфере было в обоих случаях одинаковым). Американским ученым показалось, что полосы усилены, и они даже объявили, что кислород и водяной пар обнаружены.

Начиная с середины 20-х годов поисками кислорода в атмосфере Марса занялись астрономы обсерватории Маунт Вилсои в США У. Адаме и Т. Дэнхем. Они использовали для этой пели эффект Доплера; при приближении планеты к нам все линии в ее спектре сдвигаются к фиолетовому концу, при ее удалении-к красному концу. В 1934 г. наблюдения проводились на крупнейшем в то время телескопе мира- 100-дюймовом рефлекторе, снабженном дифракционным спектрографом. Были выбраны моменты, когда Марс приближался к Земле со скоростью 14 км/сек и когда он удалялся со скоростью 12,5 км/сек. Детальная обработка спектрограмм не обнаружила даже небольшого изменения профилей теллурических линий кислорода, которые можно было бы приписать марсианской компоненте. Отсюда Дэнхем сделал вывод, что количество кислорода в атмосфере Марса не может превышать 0,15% от его содержания в атмосфере Земли. В переводе на абсолютные единицы это давало как верхний предел 2,5 м-атм.

Длительное время оценка Дэнхема была единственной. Она вошла во все учебники и популярные книги по астрономии того времени. Но, увы, многие трактовали ее превратно, утверждая, что Дэнхем обнаружил кислород на Марсе в количестве 2,5 м-атм. На самом деле он его не обнаружил и на основании этого вывел свою оценку верхнего предела содержания этого газа,

Спустя двадцать лет, в 1956 г., американский астроном Р. Ри^^дсон на том же 100-дюймовом телескопе обсерватории Маунт Вилйон и супруги Кисе и Корлисс на горизонтальном телескопе со спектрографом (Гавайские острова) повторили попытку обнаружить кислород и водяной пар в спектре Марса и снова получили отрицательный результат. В 1964 г. X. Спинрад, Г. Мюнч и Л. Каплан, повысив точность наблюдений, получили (из тех же соображений, что и Т. Дэнхем за 30 лет до них) верхний предел содержания кислорода 70 см-атм.

Лишь в 1968 г. М Белтону и Д. Хантену удалось обнаружить в атмосфере Марса признаки молекулярного кислорода по полосе А в красной части спектра. Они оценили его содержание в 20 см-атм, т. е. в 8000 раз меньше, чем в земной атмосфере. Если эта оценка верна, то доля кислорода в марсианской атмосфере составляет 0,3%.

В конце 1971 г. две группы американских астрономов независимо измерили содержание молекулярного кислорода в атмосфере Марса по появлению доплеровских "спутников" у полосы А. Количество кислорода было найдено 10 см-атм или 0,13% по отношению к СОа. Одновременно "Маринер-9" обнаружил линии атомарного кислорода в ультрафиолетовой части спектра.

Не менее драматичной была история поисков в атмосфере Марса водяного пара. Оптимистичные выводы исследователей 20-х гг. сменились отрицательным результатом Адамса и Дэнхема, которые нашли в 1937- 1941 гг., что верхний предел содержания водяного пара в атмосфере Марса не превосходит 40 микрон осажденной воды. Иначе говоря, если бы весь водяной пар, содержащийся в марсианской атмосфере, пролился дождем на поверхность планеты, то слой осадков составил бы 40 микрон,

Многие ученые пытались подсчитывать содержание водяного пара теоретически, исходя из наличия на Марсе утренних туманов (Г. Юри), скорости испарения полярных шапок и образования ледяных кристаллов (А. Н, Лебединский и Г. И. Салова), геохимических процессов с участием воды (Дж, Адамчик) и др. Результаты получались самые разнообразные: от 1 до 60 микрон осажденной воды.