сухих листьев подтвердило, что для них действительно ха рактерно поглощение в этом диапазоне. Затем, исследуя в течение четырех ночей отраженный свет Марса, Синтон обнаружил в его спектре полосу поглощения максимумом на волне 3,46 мкм, т. е. точно там же, где и у исследованного ранее растительного материала. Два года спустя, в 1958 г., Синтон повторил свои наблюдения, но с использованием более совершенного 200-дюймового (1 дюйм = 2,54 см) теле скопа Маунт-Паломарской обсерватории. На этот раз уче ный смог проанализировать отдельно свет, отраженный от темных и от светлых областей Марса. В спектрах темных областей были обнаружены три полосы поглощения вблизи 3,5 мкм, характерные для органических соединений. В спект рах светлых областей поглощение было слабым или вообще отсутствовало. Казалось бы, возможно ли более убедитель ное подтверждение предположений Ловелла и Кюйпера!
Но обнаруженные Синтоном полосы поглощения не убе дили комиссию Совета по космическим исследованиям, ко торая отметила, что "вероятность того, что эти полосы образуются в результате комбинации спектров неоргани ческих веществ, по-видимому, еще не исследована в доста точной мере". Однако относительно возможности существо вания жизни на Марсе комиссия сделала такой вывод:
В целом представленные доказательства позволяют предпо ложить существование жизни на Марсе. В частности, данные о наличии паров воды именно таковы, каких следовало ожидать для планеты, довольно сухой в настоящее время, но когда-то, вероятно, имевшей значительно больше воды на поверхности. Имеющиеся в нашем распоряжении немногочисленные факты могут свидетельствовать лишь о наличии микроорганизмов, о существовании же крупных организмов и животных, способных к передвижению, достоверных данных не получено.
Марс в действительности
Атмосферное давление
Снятие с Марса покрова таинственности, к чему мы сейчас приступаем, отражает истину, сформулированную много лет назад двумя учеными-философами Моррисом Коэном и Эрнстом Нагелем: "В общем можно сказать, что наука будет в безопасности до тех пор, пока существуют люди, которые заботятся о корректности используемых ими методов больше, чем о результатах, полученных с их по мощью".
"Деловеллизация" Марса началась с одной-единственной, но исключительной по качеству спектрограммы, полученной на Маунт-Вилсоновской обсерватории в апреле 1963 г., кото рую затем проанализировали Льюис Каплан. Гвидо Мюнх и Хайрон Спинард, сотрудники Лаборатории реактивного дви жения Калифорнийского технологического института. В спектрограмме атмосферы Марса обнаружились полосы по глощения в инфракрасной области, характерные для диокси да углерода и, впервые, для паров воды. Спектр СО^ пред ставлял особый интерес, поскольку в нем были как слабые линии поглощения, ширина которых зависит лишь от содер жания в атмосфере СО^, а не от общего атмосферного давления, так и сильные, ширина которых зависит от обоих этих параметров. Таким образом, наконец появилась воз можность рассчитать относительное содержание в атмосфе ре Марса СО^, а также общее атмосферное давление у поверхности. Самое важное заключалось в том, что атмо сферное давление теперь можно было вычислить, основы ваясь только на известных физических законах, не прибегая ни к каким искусственным допущениям, которые ставили бы под сомнение результаты всех предыдущих расчетов.
Анализ спектрограммы, сделанный Капланом. Мюнхом и Спинардом, дал неожиданный результат: атмосферное давление на Марсе оказалось намного ниже, а содержание СОд-намного выше, чем предполагалось прежде. Так, по наиболее точным оценкам этих ученых, общее атмосферное давление оказалось равным 25 мбар, а давление СО^-4 мбар, тогда как ранее они предполагались равными 85 и 2 мбар соответственно. Авторы отмечали большие погрешнос ти в своих вычислениях, обусловленные неопределенностью в результатах некоторых измерений (все расчеты производи лись на основе всего лишь одной фотографической пластин ки), но выразили надежду, что дальнейшие наблюдения позволят уточнить полученные результаты. В конечном счете было показано, что даже 25 мбар-слишком большое значе ние для атмосферного давления у поверхности Марса.
Статья Каплана, Мюнха и Спинарда, опубликованная в 1964 г., открывает "постловелловскую эру" в изучении Мар са. Большие усилия были затрачены на повторные исследо вания атмосферного давления и состава атмосферы. Это было важно не только потому, что полученные результаты интересны сами по себе, но и по той причине, что без точных данных невозможна разработка космического аппарата для посадки на планету. Когда в 1965 г. Марс в очередной раз
оказался на минимальном расстоянии от Земли, его атмо сферу тщательно исследовали в телескопы наземных обсер ваторий. а также с помощью аппарата "Маринер-4"-перво го американского космического корабля, запущенного к Марсу.
Следующую неожиданность в развернувшуюся марсиан скую эпопею принесли полные и богатые информацией результаты, полученные "Маринером-4". При этом исполь зовался метод измерения атмосферного давления, совершен но новый для исследований Марса. Прежде всего потребо вался точный расчет траектории полета космического аппа рага, которая должна была проходить таким образом, что "Маринер-4" на протяжении примерно одного часа дважды заслонялся Марсом. Приблизительно в течение 2 мин, пред шествующих действительному заходу аппарата за видимый диск планеты, радиоимпульс, посылаемый "Маринером-4" на Землю, проходил, преломляясь и искривляясь, через марсианскую атмосферу. То же самое происходило 54 мин спустя, когда космический аппарат выходил из-за диска Марса. При приеме это) о радиосигнала на Земле его прелом ление точно измерялось, а поскольку величина его зависит от плотности атмосферы, был получен полный "профиль" дав ления с внешнего края атмосферы Марса и до той точки на поверхности, где космический аппараг заходил за диск пла неты или появлялся из-за него.
Полученная таким образом величина давления оказалась удивительно низкой: 4-7 мбар в зависимости от температу ры атмосферы и реального содержания диоксида углерода (когорое к тому времени было точно известно). На Земле атмосферное давление имеет такое значение на высоте около 32 км. Сначала предполагалось, что столь низкие величины давления должны oi носиться к высоким точкам поверхности Марса, а не ко всей планете в целом. Однако от этой мысли пришлось отказаться. Начиная с 1965 г. было сделано много измерений марсианского давления, которые проводились различными методами и с разных точек наблюдения: от спектроскопических исследований с Земли всей видимой поверхности планеты до локальных измерений, осуществлен ных с помощью датчиков давления непосредственно на поверхности планеты, куда они были доставлены спус каемыми аппаратами "Викиш". Все полученные результаты хорошо согласуются в том. 410 средняя величина давления. которая может слегка варьироваться в зависимости от места и времени года, сущес'1 веппо ниже 10 мбар. Оценки, сделап
ные разными авторами, колеблюся в пределах 5-7 мбар, поэтому в качестве разумного приближения можно принять величину атмосферного давления равной 6 мбар. Давление на Равнине Эллада, одном из самых низких районов на Марсе, должно составлять примерно 8,6 мбар, а на вершине горы Олимп, самой высокой точке планеты,- около 0,5 мбар.
Состав атмосферы и полярных шапок;
Результаты, полученные с помощью аппарата "Мари нер-4", недвусмысленно свидетельствуют о том, что диоксид углерода, давление которого, по оценке Каплана, Мюнха и Спинарда, составляет на Марсе 4 мбар, должен быть глав ным, а не второстепенным компонентом марсианской атмо сферы, как считали, исходя из величины давления 85 мбар. (Впоследствии в результате полета "Викингов" было уста новлено, что содержание диоксида углерода в атмосфере Марса достигает 95%.) Кроме того, еще до полета "Викин гов" в атмосфере Марса были обнаружены пары воды (их наличие установлено по спектрам, полученным на фотоплас тинке и проанализированным Капланом и его коллегами), а также небольшие количества кислорода, озона, атомарного водорода и монооксида углерода, образовавшихся в резуль тате фотолиза из воды и диоксида углерода под действием солнечного света. Содержание паров воды в атмосфере соответствовало 14 мкм осадочной воды. Это значит, что если бы все пары воды в атмосфере планеты сконденсирова лись, то образовался бы слой воды толщиной в 14 мкм. При такой концентрации водяных паров их давление у поверх ности равно '/gooo давления диоксида углерода, т.е. 0,5 мкбар*; на поверхности Земли давление паров воды в сред нем в 10000 раз больше. Подобное несоответствие приводит к важным биологическим последствиям, о которых мы расскажем подробнее в следующих главах.