Астрономия и Космонавтика Коллектив авторов - Современные достижения космонавтики (сборник статей)

В поле зрения приборов, установленных на борту автоматических аппаратов, были участки поверхности размером от 6 до 50 км . С Земли же при аналогичных наблюдениях с помощью оптических телескопов удается выделять участки размером 500—1000 км , а наземные радиотелескопы принимают излучение от всего диска сразу. Понятно, почему искусственные спутники Марса позволяют исследовать планету более детально, чем это можно делать с Земли.

Почти все приборы станций ориентированы так, что при прохождении перицентра (минимальное расстояние от поверхности) они «смотрели» на планету. Спутник в это время двигалея со скоростью около 4 км/сек , и поверхность Марса просматривалась приборами от края до края примерно за полчаса.

Инфракрасный радиометр, принимавший излучение планеты в области волн длиной 8—40 мк , измерял температуру поверхности вдоль трассы полета. Это своего рода дистанционный термометр. Трассы начинались в Южном полушарии, где в исследуемый период подходило к концу марсианское лето, пересекали затем экватор и заканчивались в Северном полушарии. Начальные точки трасс приходились на области, где было еще утро, а конечные — на послеполуденные, вечерние, иногда даже ночные часы. Температура вдоль трасс менялась поэтому в широких пределах: от плюс 13 °C (для 14 часов местного солнечного времени 11-го градуса южной широты) до минус 93 °C (местное время 19 часов, 19-й градус северной широты). А в области северной полярной шапки температура падала еще ниже — до минус 110 °C.

Знать температуру на поверхности Марса в разных широтах и в разное время интересно, во-первых, потому, что это одна из главных климатических характеристик, а во-вторых, по изменениям температуры в течение суток и от места к месту можно судить о свойствах материала, из которого состоит грунт.

Низкие ночные температуры означают, что поверхность Марса очень быстро остывает после захода Солнца, и, следовательно, теплопроводность грунта мала. Количественные оценки показывают, что она соответствует сухому песку или сухой пыли в разреженной атмосфере. Марсианские «моря» (темные области) оказываются в среднем теплее, чем «континенты» (светлые области). Различие температур, достигающее 10°, объясняется тем, что у «морей» меньше отражательная способность, они больше поглощают солнечной энергии и сильнее нагреваются. В отдельных случаях более темные «морские» районы медленнее остывают после захода Солнца и, следовательно, имеют более теплопроводный грунт.

В феврале трассы измерений «Марса-3» заканчивались в области северной полярной шапки. Инфракрасный радиометр показывал здесь температуру ниже минус 110 градусов.

В отличие от южной полярной шапки, исчезающей летом, северная шапка существует круглый год, и возможно, что общее количество твердой углекислоты и замерзшей воды в ней значительно превышает количество этих веществ в газовой атмосфере Марса.

Бортовой радиотелескоп измерял интенсивность и поляризацию радиоизлучения на длине волны 3,5 см вдоль той же трассы. В отличие от инфракрасного радиометра, — измерявшего температуру поверхности, он давал температуру грунта на глубине 30–50 см . Температура под поверхностью на указанной глубине совсем не испытывает суточных колебаний, что также свидетельствует о большой тепловой инерции и малой теплопроводности грунта.

Кроме, температуры, определялась также диэлектрическая постоянная грунта — величина, которая зависит главным образом от его плотности. Измерения показали, что изменения температуры грунта и диэлектрической постоянной связаны, т. е. большим значениям температуры отдельных участков соответствуют большие значения диэлектрической постоянной. Это говорит о том, что плотность грунта меняется вдоль трасс измерений. Видимо, когда значения диэлектрической постоянной велики, материал грунта находится в раздробленном состоянии.

Инфракрасный фотометр на полосу поглощения углекислого газа с длиной волны 2,06 мк показывал, как велико содержание углекислого газа в вертикальном столбе атмосферы Марса в различных точках вдоль трассы. Он определил давление у поверхности, которое в различных областях оказалось различным из-за разной их высоты над средним уровнем поверхности. На среднем уровне давление на Марсе принимается равным 5,5–6 миллибар (около 4–4,5 мм рт, ст.), что примерно в 200 раз меньше, чем на Земле. Зная, как меняется давление вдоль трассы, можно определить относительные высоты и найти рельеф поверхности.