Виталий Бронштэн - Планета Марс

Какие же причины вызвали столь мощную и длительную пылевую бурю? Американские ученые К. Саган, Дж. Веверка и П. Гираш на основании теоретического исследования ветровых режимов на Марсе пришли к выводу, что наиболее эффективным механизмом подъема пыли с марсианской поверхности являются смерчи, или "пылевые дьяволы" (dust devils). Образование смерчей зимой невозможно из-за слабого солнечного нагрева. Летом и в экваториальных районах на плоских пространствах смерчи должны образовываться благодаря интенсивной инсоляции (солнечному нагреву), на склонах же их могут подавлять наклонные ветры. Для подъема пыли нужна скорость ветра в 80 м.1сек. На Марсе имеются области, где такие скорости наблюдаются. Смерчи образуются преимущественно вблизи перигелия, когда интенсивность инсоляции на 23% больше, чем во время "среднего" противостояния, и на 47% больше, чем в афелии. Вот почему чаще всего пылевые бури бывают в периоды великих противостояний, когда лето в южном полушарии совпадает с прохождением Марса через перигелий. Замечательно, что пылевые бури 1956 и 1971 гг. начались почти на одинаковых гелиоцентрических долготах Марса (т}=341° в 1956 г. и Ti==346° в 1971 г.), за 30 и 20 суток до летнего солнцестояния в южном полушарии соответственно.

Астрономы ожидали новую пылевую бурю в июле-августе 1973 г., когда Марс должен был вновь пройти через перигелий, но буря "опоздала"-она началась лишь 13 октября появлением трех' пылевых облаков в районе Solis Lacus. Гелиоцентрическая долгота Марса была п == 24°, в южном полушарии была вторая половина лета. По мнению американских астрономов, пылевая буря 1973 г., продолжавшаяся до ноября, уступает лишь большой пылевой буре 1971 г. и превосходит бурю 1956 г.

Измерения радиояркостной температуры поверхности планеты, проведенные в 1972 г. автоматической станцией "Марс-3", показали, что на глубине нескольких десятков сантиметров температура практически не зависит от времени суток (на самой поверхности суточные колебания температуры достигают 70 градусов). Заметно ослаблены и сезонные изменения температуры на этой глубине: об этом можно было судить по широтному распределению радиояркостной температуры, поскольку в южном

66

полушарии Марса в это время был конец лета, а в северном-конец зимы. Все эти данные указывали на низкую теплопроводность марсианского грунта.

Между тем еще наблюдения инфракрасного излучения Марса позволили определить так называемую тепловую инерцию марсианского грунта, а радионаблюдения - его диэлектрическую проницаемость. Тепловые н электрические параметры тоже свидетельствовали, что наружный слой Марса довольно рыхлый, хотя и не настолько, как в случае Луны.

Рыхлость наружного поверхностного слоя Марса способствует его ветровому разрушению. На сравнительно "крутых" склонах (угол наклона 3°) наиболее мелкие светлые зернышки пыли выдуваются ветрами начисто и переносятся на равнины, поэтому районы со склонами более темные. Так объясняют Саган, Веверка и Гираш темный оттенок морей. Исследования рельефа Марса радиолокационным методом и по интенсивности полос СОг в спектре планеты над различными областями подтверждают предположение о том, что моря - не низины, как ппедполагали раньше, и не возвышенности, как считали Поллак и Саган, а области перепада уровней. Материки покрыты слоем тонко раздробленной светлой пыли, моря - более крупными зернами, возможно, иного состава. Это подтверждают и поляризационные исследования О. Дольфюса. Таково в настоящее время наиболее вероятное объяснение природы марсианских "морей".

Строение атмосферы и магнитное поле

Полет советских автоматических станций серии "Марс" много дал и для выяснения свойств марсианской атмосферы и магнитного поля планеты.

При заходе за диск планеты советских искусственных спутников Марса и автоматических станций, двигавшихся по пролетной траектории, проводились эксперименты по исследованию атмосферы Марса методом радиопросвечивания. Обработка принятых на Земле сигналов АМС "Марс-2" и "Марс-3" позволила определить зависимость давления и температуры в атмосфере Марса от высоты. Давление у поверхности планеты в тех районах. где были проведены измерения, лежит в пределах 4-8 миллибар. Эта величина хорошо согласуется с

87

прежними определениями, выполненными с американских станций серии "Маринер", Падение давления с высотой, как и в атмосфере Земли, происходит по барометрической формуле, но высота однородной атмосферы (т. е. высота, на протяжении которой давление падает в е раз, где с==2,72-основание натуральных логарифмов) в нижней атмосфере Марса равна II км против 8 км в нижних слоях земной атмосферы. Это значит, что давление в атмосфере Марса убывает с высотой медленнее, чем в нашей атмосфере.