Четыре месяца на марсианской орбите

Четыре месяца на марсианской орбите

Доктор физико-математических наук В. И. МОРОЗ, кандидат физико-математических наук Л. В. КСАНФОМАЛИТИ

В истории исследований Марса противостояние 1971 г. займет особое место — на орбиту впервые вышли искусственные спутники Марса, на его поверхность был доставлен первый спускаемый аппарат. Эта концентрированная атака принесла немало научных результатов. Еще далеко не все полученные данные обработаны, но уже сейчас можно сказать, что удалось узнать много нового и интересного о соседней планете.
Советские искусственные спутники Марса «Марс-2» и «Марс-3» оснащены приборами двух типов: одни предназначены для исследования атмосферы и поверхности Марса по его излучению в различных областях спектра и задуманы главным образом астрофизиками, другие нацелены на изучение межпланетной среды в окрестностях Марса и созданы геофизиками. Эксперименты, проведенные с помощью этих приборов, были основными в программе, а фотографирование планеты Марс играло вспомогательную роль. В этом существенное отличие советского эксперимента от программы американского искусственного спутника Марса «Ма-ринер-9», ведущим элементом которой является телевизионная съемка планеты. Советская и американская программы хорошо дополняют друг друга. Естественно, что был налажен оперативный обмен научной информацией между советскими и американскими учеными, который позволил быстро сопоставлять сведения, полученные обеими группами исследователей.
В настоящее время уже можно рассказать о предварительных результатах четырех советских экспериментов астрофизического комплекса: измерение температуры планеты по ее излучению в диапазоне 8—40 мкм; изучение рельефа по распределению интенсивности полос СОг; выяснение содержания Н20 в атмосфере; исследование распределения яркости по планете в нескольких узких спектральных участках диапазона 0,4— 1,4 мкм. Эти работы проводила лаборатория инфракрасной астрономии Института космических исследований Академии наук СССР совместно с Государственным астрономическим институтом им. П. К. Штернберга и с другими научными, а также промышленными организациями.
Установление физических характеристик планет по их излучению — задача классическая, но еще недавно ее можно было решать только путем наземных наблюдений с помощью больших телескопов. Использование искусственных спутников планеты позволяет резко увеличить пространственное разрешение, исключить трудности, создаваемые поглощением в полосах Н20 и С02 в земной атмосфере, и провести измерения при углах падения и отражения, не доступных с Земли, в частности измерения температур ночной стороны планеты.
Атмосфера Марса прозрачна и обычно не мешает исследованиям его поверхности с помощью оптических приборов. Однако в периоды, когда планета проходит перигелий, неоднократно наблюдалось явление, называемое пылевой бурей,— вся планета окутывается облаками пыли, сквозь которые поверхность почти не видна. Ничего подобного на Земле не бывает, это типично марсианский феномен. Искусственные спутники вышли на марсианскую орбиту во время такой бури и помогли собрать о ней очень детальную информацию.
И еще одно предварительное замечание. В этой статье говорится только о результатах, полученных с борта «Марса-3», так как по ряду причин в первую очередь обрабатывались данные, поступившие именно с этого спутника.

Орбита «Марса-3» очень вытянута: если в периаресе, когда проводятся сеансы научных измерений, он находится от планеты всего в 1000— 1600 км, то в максимальном удалении уходит от нее более чем на 200 тыс. км. Период обращения аппарата вокруг Марса несколько превышает 12 суток. Такая орбита спутника позволяет исследовать околопланетное пространство до очень больших высот.


За четыре месяца работы «Марса-3», с декабря 1971 г. по март 1972 г., были изучены семь подспутниковых трасс на поверхности планеты. Трассы эти каждый раз сдвигались примерно на 90° к западу по арео-графической долготе, как это показано на рис. 1, благодаря чему удалось провести наблюдения примерно одних и тех же районов в бурю и после нее.
Схема работы приборов при прохождении периареса приведена на рис. 2. Период прохождения — свыше 30 мин., при этом оси приборов


Один из основных приборов «Марса-3» — инфракрасный радиометр. Он работает в дальней части ИК-диапазона, от 8 до 40 мкм. Солнечное излучение здесь пренебрежимо мало, планета создает собственное тепловое излучение. Оптическая схема радиометра показана на рис. 4. Одна из его осей пересекает планету, другая направлена в космос. Прибор снабжен тепловым приемником и имеет приблизительно постоянную чувствительность в диапазоне 8—40 мкм. Излучение поверхности планеты частично поглощается атмосферой в области фундаментальной полосы С02 (А 15 мкм) и вращательной полосы Н20 (/1>25 мкм). Поглощение 002, по предварительной оценке, уменьшает регистрируемый поток на 5—10%, а поглощение водяным паром пренебрежимо мало (особенно в период работы «Марса-3», характеризующийся чрезвычайно малой влажностью атмосферы). Поправка, обусловленная поглощением, в дальнейшем может быть уточнена по спектрам Марса в области 15 мкм, которые получены «Маринером-9». По температуре поправка невелика — около 5° на температурах 200° К. При измерении яркостных температур 155 и 290° К шумы собственно радиометра составляют соответственно около ±2° и ±0,6°, однако ограниченное разрешение телеметрии приводит к тому, что точность ±2° достигается в диапазоне 250—270° К.


На рис. 5 даны результаты измерений температуры вдоль трассы 28 февраля 1972 г. Нижняя сплошная кривая — измеренные температуры, верхняя — температуры с поправкой на поглощение в атмосфере (поправка предварительно принята равной 5%, независимо от зенитного угла


и градуирована в абсолютных температурах. На указанной трассе долгота и местное время меняются мало, примерно в пределах двух часов, а широта от —43° до +65°. Эта трасса, таким образом, хорошо иллюстрирует зависимость температуры от широты. В области широт от —40 до +30° наблюдения и теория находятся в удовлетворительном согласии. Максимальные значения температуры соответствуют темным областям и расположены близко к верхней пунктирной кривой, минимальные — соответствуют светлым областям и приблизительно аппроксимируются нижней пунктирной кривой. Измеренная разность температур между морями и континентами составляет около 10° вблизи местного полудня и может быть объяснена различием в альбедо. Севернее +45° температура падает ниже 160° К, и одновременно фотометр визуального диапазона показывает резкое увеличение яркости. Здесь приборы пересекли край северной полярной шапки. В широтной зоне от +30° до +45° температуры сильно отклоняются от теоретических и граница полярной шапки проявляется в температурах менее резко, чем ожидалось.
На рис. 6 приведены аналогичные кривые температур вдоль трассы 15 декабря 1971 г., т. е. во время пылевой бури. Штрих-пунктирной кривой показаны теоретические температуры для (kc)''2 =0,008. Видно, что в этот период яркостная температура Марса была на 10—15° ниже, чем после окончания пылевой бури. Вместе с тем контрасты темных (Маге Cimmerium, Prometei Sinus) и светлых (Ausonia) областей в общем такие же, как и после бури. Вдоль этой трассы значительно меняется местное время и около 20% измерений относится к ночной зоне. Относительное изменение температур от дня к ночи приблизительно соответствует ожидаемому для температуры поверхности при прозрачной атмосфере (без пылевой бури). Это обстоятельство и большие контрасты между морями и континентами указывают на малую оптическую толщу пылевых облаков в диапазоне 8—40 мкм. По грубой оценке, она была меньше 0,3 для трассы 15 декабря.
«Маринер-9» в ноябре 1971 г. зарегистрировал еще более сильное понижение температур, связанное с пылевой бурей. Пониженные температуры на Марсе во время пылевой бури наблюдались с Земли и одним из авторов данной статьи (В. И. Морозом) в октябре 1971 г. В середине декабря количество пыли в атмосфере Марса уменьшилось, но все же оставалось настолько значительным, что получить изображения поверхности было невозможно для большей части планеты. Малая оптическая толща в диапазоне 8—40 мкм может объясняться либо малыми размерами частиц, либо их высокой прозрачностью на этих длинах волн. Вопрос о размерах частиц и особенностях теплового режима планеты, связанных с аэрозольной компонентой атмосферы, будет рассмотрен дальше.
•
Фотометр инфракрасного диапазона, предназначенный для измерения поглощения в полосе С02 2,06 мкм, имеет оптико-механическую часть, общую с остальными приборами комплекса. Оптическая схема прибора приведена на рис. 7.
По обработке результатов измерений, получаемых с помощью фотометра, удается вычислить эквивалентную ширину полосы поглощения С02, для чего используются также данные лабораторной калибровки прибора, сведения о составе марсианской атмосферы, ее шкале высот и температуре. Эквивалентная ширина в свою очередь позволяет вычислить давление у поверхности. Различия в давлении пересчитываются в разности высот и таким образом оцениваются высоты гор и глубины впадин.

На рис. 8 изображен профиль высот поверхности вдоль трассы 16 февраля 1972 г. По оси абсцисс отложены московское время и координаты, по оси ординат — эквивалентная ширина, давление и высота. Принята шкала высот 10 км. В дальнейшем необходимо ввести коррекцию за счет изменения шкалы высот вдоль трассы, поскольку диапазон широт велик и температура атмосферы вдоль трассы должна значительно меняться. Трасса проходит через южную оконечность Helespontus, северо-восточный край Hellas, темные области lapigia и Syrtis Major, через Мегое и в районе Umbra захватывает край северной полярной шапки. Самой высокой областью является Syrtis Major (около 3,5 км, уровень 6 мб выбран в качестве референтного), самой низкой — окраина Hellas (— 1 км) и район к северу от Syrtis Major (от 0 до +1 км). Резкое возрастание эквивалентной ширины полосы С02 около широты 50°, возможно, связано с поглощением в твердом материале полярной шапки, а не с усилением атмосферной полосы. Поглощение в диапазоне около 2 мкм дают как С02, так и Н20 в твердой фазе, однако низкие температуры (<160°К) свидетельствуют в пользу С02.
Для сравнения на рис. 8 даны высоты, определенные наземной радиолокацией и инфракрасным спектрометром «Маринера-7». Высоты очень чувствительны к калибровке эквивалентных ширин и могут измениться при ее возможной коррекции, тем не менее, следует констатировать удовлетворительное согласие полученных результатов с другими наблюдениями.


На участках трассы 27 декабря 1971 г., проходящих близко к трассе 16 февраля 1972 г., эквивалентные ширины заметно меньше, они дают давление 2—3 мб и высоты около 10 км. Хотя видимость деталей поверхности к 27 декабря заметно улучшилась, контрасты между темными и светлыми областями увеличились, все же количество пыли в атмосфере было еще значительным. Без сомнения, большие высоты и низкие давления относятся к верхней границе облаков. Впервые уменьшение эквивалентной ширины полос С02 во время пылевой бури было обнаружено в результате наземных исследований 13 и 14 октября 1971 г. (В. И. Мороз). Наблюдались полосы 1,58 и 1,61 мкм. Аналогичный эффект в полосе 1 05 мкм был отмечен в конце ноября Т. Паркинсоном и Д. Хантеном. В начале декабря наземные наблюдения показали, что эквивалентные ширины вернулись к нормальным значениям, однако тогда имело место, по-видимому, лишь временное увеличение прозрачности Сравнение эквивалентных ширин, измеренных «Марсом-3» 27 декабря 1971 г и 1Ь февраля 1972 г. в близких районах, показывает, что в конце декабря эффективный уровень формирования полосы С02 2,06 мкм был на 1—10 км выше поверхности. Эквивалентные ширины, измеренные 27 декаоря, почти не зависели от воздушной массы (в отличие от 16 февраля), что указывает на размытый характер верхней границы облаков в этот период.


Исследование содержания водяного пара из-за малого его количества в марсианской атмосфере - наиболее трудная задача. Самые сильные полосы Н20 (вращательная 25-1000 мкМ и фундаментальная вращательно-колебательная 6,3 мкм) расположены в той области спектра, где планета излучает больше, чем отражает, и их эквивалентные ширины настолько сильно зависят от вертикального хода температуры в атмосфере, что могут наблюдаться и в поглощении и в эмиссии. Опыт «Марииера-9» это хорошо продемонстрировал. В описываемом нами эксперименте была выбрана полоса 1,38 мкм, более слабая, но зато расположенная в области спектра, где доминирует отраженное солнечное излучение и эквивалентная ширина относительно мало зависит от вертикального профиля температуры в атмосфере.
Ожидаемая интенсивность полосы 1,38 мкм недостаточна, чтобы измерить ее с помощью простого переключения интерференционных фильтров или, например, дифракционного спектрометра, не слишком тяжелого для АМС. Был разработан специальный интерференционно-поляризационный фотометр (рис. 9), который позволяет измерить ничтожные количества водяного пара (менее 1 мкм осажденной воды на луче зрения) и получить фотометрический разрез в длине волны 1,38 мкм.



На рис. 10 показано распределение Н20 вдоль трассы 28 февраля 1972 г. Жирная кривая дает количество Н20 в вертикальном столбе. Эта величина нигде не превышает 3 мкм осажденной воды, а в области полярной шапки падает ниже 1 мкм. Здесь же показаны температуры вдоль трассы и фотометрический профиль в непрерывном спектре 1,38 мкм. Резкое уменьшение температуры в области полярной шапки сопровождается исчезновением водяного пара. Содержание Н2О максимально - в экваториальных областях. На всех трассах с 15 декабря по 28 февраля содержание осажденной воды в вертикальном столбе оставалось в пределах нескольких микрон. На трассе 12 марта 1972 г. в экваториальном поясе планеты было найдено около 10 мкм осажденной воды, но этот результат менее надежен, чем другие, так как приборы были включены не по стандартной программе и не был сделан полетный контроль нулевых уровней Н2гО-фотометра.
Измерения содержания Н20 в декабре и начале января не очень показательны, так как в это время было еще слишком много пыли, которая могла маскировать Н20. Однако оно оставалось малым и в феврале, увеличение началось только в марте. Большие колебания содержания НгО в атмосфере Марса известны ия наземных наблюдений. Они дают в некоторых случаях 50 мкм, а в других не обнаруживают ничего (т. е. содержание паров воды оказывается ниже инструментального предела, составляющего около 10 мкм для наземной спектроскопии). Согласно Р. Шорну, намечается очень неуверенный сезонный минимум вблизи весны в севера ном полушарии (Ls = 0). Наши измерения проведены в диапазоне от 311° (15 декабря 1971 г.) до 358° (12 марта 1972 г.), т. е. несколько раньше. Более того, в диапазоне 300 < Ls < 320° во время прежних противостояний было сделано много определений, показывавших 25—35 мкм осажденной воды.
Таким образом, измерения на «Марсе-3» показали, что в этот период времени атмосфера Марса была еще более сухой, чем обычно. Возможно, что уменьшение влажности связано с сезоном. По времени оно совпало с пылевой бурей. Не ясно, является ли это совпадение случайным. Существенно, что не найдено пока сильных локальных флуктуации содержания Н20 в атмосфере, «оазисов» с повышенной влажностью; отмечены только относительно плавные изменения влажности по трассе, если не считать скачка в области северной полярной шапки. Наблюдающееся сейчас уменьшение влажности атмосферы сопровождается, по-видимому, уменьшением плотности водородной короны.


Вода в жидкой фазе на поверхности Марса практически не может существовать, она или замерзает или вскипает. Это давно известно. Но на некоторых снимках, переданных «Маринером-9», обнаружены сухие русла рек (рис. 11). Это сенсационное открытие означает, что еще недавно (в геологическом смысле) на поверхности Марса, а следовательно, и в атмосфере, существовала жидкая вода. Значит и атмосферное давление было существенно более высоким. Объяснение, очевидно, заключается в том, что при вековых изменениях климата менялось соотношение между массами углекислого газа — газообразного и сконденсированного в полярных шапках.


На рис. 12 показан фотометрический разрез Марса по трассе 15 декабря 1971 г. По шкале ординат отложена в произвольных линейных единицах яркость в диапазоне 1,38 мкм в непрерывном спектре. Яркость континентальных областей хорошо аппроксимируется ламбертовским законом (пунктиром дан косинус зенитного расстояния Солнца). Темные области Prometei Sinus и Маге Cimmerium отчетливо видны, контраст — около 20 % . Это значительно больше, чем в диапазоне 0,7 мкм (см. рис. 14).


Следовательно, в период пылевой бури контраст между темными и светлыми областями заметно возрастал с длиной волны в интервале 0,74-1,4 мкм.
На трассе 28 февраля 1972 г. (см. рис. 10) контраст морей и континентов на длине волны 1,38 мкм достигает 50%. Пылевая буря кончилась. По-прежнему не решена старая проблема: почему после оседания пыли темные области остаются столь же темными, как и до бури. Правда, надо оговориться, что мы не имеем измерений со сравнимым пространственным разрешением перед бурей, но наземные наблюдения дают контрасты море — континент в этом спектральном диапазоне, близкие по величине к измеренным после бури.
Насколько можно судить по имеющемуся материалу, коэффициенты яркости континентов после бури уменьшились на 20—30% на волне 1,38 мкм. Северная полярная шапка совершенно не заметна на фотометрическом профиле 1,38 мкм, хотя ее граница хорошо фиксируется в видимом диапазоне спектра. Возможно, наблюдавшаяся часть полярной шапки представляет собой атмосферную дымку из очень малых частиц, а не осадок, лежащий на поверхности.

В отличие от приборов ИК-диапазона приемником фотометра на диапазон 3600—7100 А является фотоэлектронный умножитель. Фотометр (рис. 13) имеет два чередующихся режима работы (через каждые 18 сек.). 15 первом режиме измеряется яркость подспутниковой зоны в пяти интерференционных фильтрах, центрированных на длины волн от 3700 до 7000 А. Фильтры меняются каждые 180 мсек. За счет движения аппарата удается последовательно проанализировать всю трассу при постоянном угле фазы. Во втором режиме происходит однократное сканирование планеты в плоскости орбиты в направлении против движения аппарата. Каждьгй скан проводится в одном из трех интерференционных фильтров — красном, синем или ультрафиолетовом.
Фотометрические разрезы вдоль трассы 15 декабря 1971 г., полученные несканирующим каналом, представлены на рис. 14. На оси ординат — яркости в произвольной линейной шкале. Для сравнения даны ламбер-товский закон и закон для оптически толстого слоя сильно поглощающих частиц. Видно, что в ультрафиолетовой и синей областях спектра последний закон близко описывает наблюдения. Красный и зеленый профили не описываются ни одной из этих двух простейших аппроксимаций. На красном профиле слабо намечается контур Prometei Sinus, но Mare Cimmerium совершенно не заметно.
Такие же профили для 27 декабря в красном фильтре показывают при аналогичных углах уже заметный контраст море — континент (рис. 15, Iapigia), что является следствием уменьшения оптической толщины облаков в экваториальной зоне планеты.


Ультрафиолетовые профили 15 и 27 декабря показывают вблизи экваториальной зоны увеличения яркости, протянувшиеся вдоль трассы на расстояние около 1000 км. Условно они названы «ультрафиолетовыми облаками». Эти облака наблюдались также 9 января 1972 г., но февральские трассы свободны от них. Судя по всему, во время пылевой бури максимальная оптическая толща имеет место как раз в экваториальной зоне. Вполне вероятно конденсационное происхождение этих облаков. С другой стороны, появление УФ-облаков, отмеченное в период последней фазы пылевой бури, может объясняться и тем, что частицы субмикронных размеров, ответственные за рассеяние в ультрафиолетовой области спектра, оседали медленнее других, более крупных, и образовали верхний ярус облаков. Они особенно хорошо видны на сканах с ультрафиолетовым фильтром.
Полный анализ фотометрического материала, полученного во время пылевой бури, еще не производился, однако уже можно сделать некоторые предварительные выводы и отметить некоторые противоречия.


Почему контраст море — континент заметно увеличивается (см. рис. 15) при переходе от длины волны 5620 к 6940 А, понятно: здесь быстро растет истинное поглощение, однако увеличение контраста от 0,7 к 1,38 мкм вряд ли можно объяснить этим же фактором. Действительно, альбедо Марса в этом интервале меняется мало, материал частиц пылевой бури и континентов одинаков, поэтому коэффициеит поглощения частиц не должен сильно меняться. Более убедительно другое объяснение: в диапазоне 1,38 мкм меньше эффективность рассеяния и меньше оптическая толща т в рассеянии из-за малого радиуса частиц или их прозрачности. Если средний радиус их больше 0,5 и меньше 1 мкм (при х=3), контраст составит около 20% в диапазоне 1,4 мкм. Оптическая толща в диапазоне 0,7 мкм будет при этом больше шести, а контраст-меньше 10%. Наши оценки делались с помощью приближенной теории рассеяния в толстых слоях, разработанной Г. Розенбергом. Предполагалось, что отношение коэффициентов поглощения и рассеяния на обеих длинах волн равно 0,04. Результат не критичен к выбору этой величины..


Некоторые американские исследователи считают, что значительна» доля частиц имеет размеры около 10 мкм, иначе трудно объяснить быстрое прояснение атмосферы во второй половине декабря. Это противоречит приведенной нами оценке. Весьма вероятно, что правильны обе точки зрения — спектр размеров частиц широк и может быть различен в разных областях Марса и даже в пределах одной и той же области на разных высотах, поскольку скорость оседания частиц зависит от их размеров. Ранее делались оценки размеров частиц путем приравнивания времени оседания для данного радиуса частицы к полной длительности пылевой бури, и радиус получался тоже около 1 мкм. Но ясно, что это только нижний предел, так как предполагается отсутствие вертикальных движений в атмосфере.
Если средний радиус частиц действительно около 1 мкм, совпадение оценок, полученных обоими способами, означает, что вертикальные движения действительно слабы и пылевая буря не является бурей в собственном смысле слова, по крайней мере в течение длительной последней фазы. Вероятно, буря начинается активной фазой, когда возникают сильные ветры и континентальная пыль поднимается на большие высоты,, и завершается спокойной фазой оседания. Не исключено, конечно, что вспышки активности могут повторяться в течение бури несколько раз. Последнее замечание касается теплового режима планеты в бурш.. В этот период Марс приобретает облачный слой, временный, но сравнимый, возможно, по оптической плотности с венерианским. Однако атмосфера Марса и ее облачный слой в целом во время бури менее прозрачны для солнечного излучения, чем для планетарного. Значительная часть солнечной энергии захватывается атмосферой, температура ее повышается, а температура поверхности падает по сравнению с нормальными условиями. Такой эффект можно назвать «антипарниковым», чтобы подчеркнуть его отличие от «парникового» эффекта в атмосфере Венеры.
Пыль, вероятно, и в условиях нормальной прозрачности марсианской атмосферы играет заметную роль в ее тепловом режиме. Как известно, теоретические расчеты приводят к адиабатическому градиенту в нижних слоях марсианской атмосферы и конвекции (днем). В то же время измерения на «Маринере-6 и 7» по радиорефракции дали субадиабатический градиент. Скорее всего, это различие объясняется постоянным присутствием в атмосфере аэрозолей, поглощающих некоторое количество солнечного излучения. Большая роль пыли в тепловом режиме марсианской атмосферы отмечалась и ранее, однако только наблюдения во время пылевой бури подтвердили указанное явление.
Марс, о котором рассказали посланцы земной науки, во многом отличается от традиционных представлений. Обработка полученных материалов продолжается.