В него вошли: обсерватория Мауна Кеа (Гавайи, США), обсерватория Ловелла (Флагстафф, Аризона, США), Межамериканская обсерватория в Серро-Тололо (Чили), Республиканская обсерватория (ЮАР), станция Кавалур Индийского института астрофизики, австралийские обсерватории Перт и Маунт Стромло. Все они оснащены однотипными телескопами и фотокамерами с электронным оборудованием, обеспечивающим заданную длительность экспозиций, регистрацию момента снимка и других его характеристик. Фотографирование производится с четырьмя светофильтоами: красным, зеленым, сини'1 и ультрафиолетовым. Проявление, отбор и первичная обработка снимков сосредоточены в обсерватории Ловелла, однако их фотокопии могут быть высланы по запросу любому научному учреждению мира. Многие обсерватории, не входящие в систему патруля, тоже посылают туда получаемые ими фотографии.
      За первые три года работы патруля он накопил в три с лишним раза больше фотографий планет, чем было получено во всем мире за 60 лет, протекших с начала их фотографирования. Обработка фотографий максимально автоматизирована. Кроме Марса, патруль фотографирует Венеру и Юпитер.
      Каналы Марса
      Вернемся на 100 лет назад, к эпохе Скиапарелли. 1877 год, год великого противостояния Марса, ознаменовался двумя важными открытиями. Астроном Вашингтонской обсерватории Асаф Холл после долгих
      поисков открыл два спутника Марса: Фобос и Деймос, о чем мы уже рассказывали. И в том же году Скиапарелли объявил об открытии знаменитых марсианских каналов.
      Собственно говоря, каналы Марса-тонкие длинных линии-наблюдали и до Скиапарелли. В 1862 г. их наблюдали Анджело Секки, а также У. Доус и Э. Голден. Но никто из них не обратил внимания на эти полоски, не придал им значения. Только Скиапарелли понял, что имеет дело с новым типом образований на Марсе, и он же дал им название: каналы.
      Это название вовсе не означало, что Скиапарелли ссамого начала считал каналы искусственными сооружениями. Итальянское слово canale означает вообще любой узкий водный проток. Предположение об искусственном происхождении каналов, породившее в свое время так много споров, было высказано Скиапарелли гораздо позже-в 1895 г., и то в очень осторожной форме. Скиапарелли нанес на свою карту Марса около 100 каналов и дал им названия: Oxus, Hiddekel, Physon, Euphrates, Ganges и т. д.
      Открытие Скиапарелли дало толчок к работам другого исследователя-американского астронома Персиваля Ловелла, построившего в пустыне Аризоны специальную обсерваторию Флагстафф для наблюдений Марса в отличных атмосферных условиях. Ловелл нанес на карту около 600 каналов и явился горячим защитником гипотезы об их искусственном происхождении. Но другие астрономы смотрели на это дело совсем иначе. Многие опытные наблюдатели, работавшие с более мощными телескопами, чем Ловелл (например, Э. Барнард, Э. М. Антониади), никогда не наблюдали прямолинейные каналы. Антониади всегда изображал на месте каналов цепочки пятен, широкие размытые полосы, границы раздела областей разной яркости (рис. 6).
      Возникло предположение, что каналы - вообще оптическая иллюзия. Американские астрономы Э. Пикеринг и В. Маундер поставили специальные эксперименты для доказательства фиктивности каналов, предложивгруппам школьников (ничего не знавших о каналах Марса) срисовывать издали изображения Марса, на которых каналов не было, но были оазисы, или просто разбросанные цепочки пятнышек. Почти во всех случаях
      дети рисовали каналы, причем именно там, где они были на картах Ловелла. Маундер сделал отсюда вывод, что каналы возникают в результате суммирования глазом наблюдателя мелких деталей, которые не могут быть восприняты в отдельности.
      Французский астроном Антониади, подводя итоги своим наблюдениям Марса в период великого противостояния 1909 г., писал: "Гипотеза о мнимом существовании геометрической сети получила окончательное опровержение... ибо самые сильные инструменты нашего времени не обнаружили и следа этой сети, между тем как
      детали, гораздо более тонкие, чем прямолинейные каналы, были постоянно видны". Прекрасные фотографии Марса, полученные на обсерватории Ловелла астрономом Э. Слайфером, подтверждали, по отзыву Антониади, не столько рисунки Ловелла, сколько рисунки, полученные в Медопе (где вел свои наблюдения Антониади),
      Конечно, и Ловелл был не одинок. Но интересно, что если одни наблюдатели рисовали каналы, то другие каналов не видели. Между обеими группами астрономов много лет шли ожесточенные споры. К этим спорам о видимости каналов прибавились споры об их природе и, в связи с гипотезой Ловелла (которая позже получила название т е хногенно и), споры о возможности разумной жизни на Марсе. Все эти дискуссии продолжались около 70 лет.
      В общем в "докосмический" период изучения Марса высказывались три точки зрения на природу каналов:
      1) Каналы-искусственные сооружения разумных обитателей Марса (марсиан).
      2) Каналы лишь кажутся геометрически прямыми, но они реальные естественные образования, например: а) долины рек, поросшие растительностью, б) разломы, трещины в коре Марса, в) горные хребты, г) полосы вулканического пепла. 3) Каналы-оптическая иллюзия. Автор этой книги сам не раз наблюдал и фотографировал каналы Марса, но-они отнюдь не казались ему геометрически правильными прямыми. Получив в 1956 г. каналы на фотографиях, автор довольно решительно отклонил гипотезу N 3. С другой стороны, сумма н^::'пх знаний о природе Марса, накопленных к середине 5',-х годов, к сожалению, заставляла отвергнуть заманчивую гипотезу 1. Оставались четыре варианта гипотезы 2. Но после получения надежных оценок давления атмосферы Марса стало ясно, что при таком низком давлении на его поверхности не может быть жидкой воды и не могут течь реки. Это лишало реальной почвы гипотезу 2а. Гипотеза 2г, выдвинутая американским астрономом Д, Мак Лафлином, выглядела слишком искусственной. Допуская наличие на Марсе вулканов, трудно предположить, что вулканический пепел будет ложиться узкими полосами длиной в сотни и тысячи километров.
      Оставались гипотезы 26 и 2в. Как показали уже в 60-е годы снимки американских автоматических межпланетных станций "Маринер", эти гипотезы были довольно близки к истине. Но и гипотеза 3 вновь заявила о себе. Об этом мы расскажем несколько позже.
      Атмосфера и фиолетовый слой
      В то же великое противостояние 1909 г., когда Антониади наблюдал Марс в 83-сантиметровый рефрактор Медонской обсерватории, в другом месте земного шара были впервые получены снимки Марса со светофильтрами. Этим местом была Пулковская обсерватория, где на 76-сантиметровом рефракторе фотографировал Марс тогда еще молодой русский ученый Гавриил Адрианович Тихов,
      Г. А. Тихову удалось получить большую c^'io снимков Марса с различными светофильтрами от i ясного до зеленого. Их обработка позволила обнаружить три явления, получившие название "эффектов Тихова".
      1. "Моря" Марса кажутся особенно темными в красный светофильтр и сравнительно слабее выделяются на фоне материков в зеленый светофильтр. Иначе говоря, контраст глежду "морями" и материками увеличивается с переходом от зеленых лучей к красным.
      2. Полярные шапки резче всего выделяются на фоне материков в зеленых лучах и значительно слабее в красных.
      3. Резкость деталей на диске планеты постепенно снижается к краю диска; это явление особенно заметно на снимках, сделанных в зеленых лучах, и гораздо слабее в красных.
      Первый эффект указывал на то, что материки имеют красноватый цвет, а "моря" скорее зеленоватый. Второй эффект был истолкован так: полярные шапки не белые, как свежий снег, а голубоватые и больше напоминают по цвету речной лед. Наконец, третий эффект, по мнению Г. А. Тихова и многих других ученых, свидетельствовал о наличии у Марса атмосферы. Лишь спустя 60 лет зыяснилось, что атмосфера Марса вносит более чем скромный вклад в "третий эффект"-главная его причина была иная. Позднейшие исследования внесли существенные поправки и в истолкование первых двух эффектов Тихова.
      Действительно, атмосфера планеты, независимо от своего состава, должна рассеивать солнечные лучи по закону Рэлея,-так, что интенсивность рассеянного света изменяется обратно пропорционально четвертой степени длины волны. Поэтому зеленые лучи должны рассеиваться атмосферой сильнее, чем красные, и детали поверхности будут замываться рассеянным светом атмосферы. Еще сильнее должны рассеиваться синие и фиолетовые лучи, и в еще большей степени ультрафиолетовые. Астрономы попытались проверить это во в^емч следующего великого противостояния 1924 г., когда американский астроном Вильям Райт получил с помощью 91-сантиметрового рефлектора Ликской обсерватории серию снимков Марса во всех лучах спектра от инфракрасных до ультрафиолетовых. Вскоре такую же серию
      снимков получил на 158-сантиметровом рефлекторе обсерватории Маунт Вилсон другой американский астроном - Фрэнк Росс.
      Снимки Райта и Росса не только подтверждали результаты Тихова, но и позволили обнаружить два новых эффекта. Во-первых, в синих, фиолетовых и ультрафиолетовых лучах никакие детали поверхности не просматривались: были видны только полярные шапки (рис. 7). Во-вторых, диаметр диска Марса в фиолетовых лучах был заметно больше, чем в красных. Это явление получило название эффекта Райта.
      Открытие эффекта Райта не носило столь сенсационного характера, как открытие марсианских каналов за полстолетия до того. Широкая публика даже не заметила его. Но в кругах ученых это открытие вызвало не менее горячие споры, чем вопрос о каналах, причем их отголоски дошли и до наших дней.
      Разность диаметров диска Марса в ультрафиолетовых и инфракрасных лучах на снимках Райта и Росса достигала 200-300 км. Если это результат рассеяния солнечных лучей в плотной атмосфере Марса, то ее высота должна быть равна половине этой величины, т. е. 100-150 км. Отсюда Райт сделал вывод, что Марс окружен весьма плотной и протяженной атмосферой.
      Но непосредственные наблюдения и снимки Марса в общем свете, а также в красных, оранжевых, желтых лучах показывали, что его атмосфера весьма прозрачна. Получалось противоречие. Если бы Марс обладал очень
      плотной атмосферой, она казалась бы нам молочно-белой, как атмосфера Венеры.
      Некоторые ученые пытались объяснить эффект Райта фотографической иррадиацией, т. е. рассеянием света в светочувствительном слое фотоэмульсии, которое тоже зависит от длины волны. Но в 1926 г. Райт вновь получил те же результаты, а Росс сфотографировал наряду с Марсом планеты Юпитер и Венеру, а также искусственные модели планет, и показал, что для этих планет и моделей эффект Райта не имеет места.
      Однако теоретическое исследование процесса рассеяния света в атмосфере планеты, выполненное в 1926 г. советским астрономом В. Г. Фесенковым, показало, что при любых предположениях о строении атмосферы Марса разность видимых радиусов планеты в фиолетовых и красных лучах не может превысить 35 км, но никак не 100 или 150 км.
      Тогда Райт предложил новое объяснение своему эффекту. Атмосфера Марса может быть очень разреженной и прозрачной, но на некоторой высоте (скажем, 100 км) в ней может находиться слой каких-то частиц в виде мглы или дымки, который и рассеивает фиолетовые лучи. Он получил название фиолетового слоя или голубой дымки.
      Советские астрономы-фотометристы Н. П. Барабашов и В. В. Шаронов уже в 1950 г. дали совсем иное объяснение эффекта Райта. Дело было все-таки в фотографической иррадиации, но в сочетании с законом падения яркости к краю диска Марса. В красных лучах яркость падает к краям диска довольно сильно, поскольку мы наблюдаем здесь шарообразную поверхность планеты. Наоборот, в фиолетовых лучах, как мы уже знаем, диск Марса кажется освещенным более равномерно, и его края довольно ярки. Поэтому в фиолетовых лучах иррадиация будет сильнее, чем в красных, что и вызовет эффект Райта.
      Юпитер и Венера обладают мощными протяженными атмосферами, и даже в красных лучах мы не можем наблюдать их поверхности. Поэтому закон падения яркости к краю диска у них иной, чем у Марса, и эффект Райта для них наблюдаться не может. Объяснение эффекта Райта Н. П. Барабашовым и В, В. Шароновым было совершенно правильно, за одним исключением.
      Распределение яркости по диску Марса в фиолетовых лучах они приписывали целиком рассеянию света в атмосфере Марса. В действительности же главную роль здесь играли фотометрические свойства поверхности планеты.
      Методы фотографической фотометрии, развитые советскими астрономами В. Г. Фесенковым, Н. П. Барабашовым, Н. Н. Сытинской, позволяли по распределению яркости вдоль диаметра диска планеты в разных лучах спектра определять одновременно отражательные свойства ее поверхности и оптические характеристики атмосферы. Одна из них, а именно оптическая толщина, позволяла подсчитать давление атмосферы. Такие определения советские астрономы производили начиная с 30-х годов. Присоединив к РИМ наблюдения поляризации света, рассеянного атмосферой Марса, выполненные французскими астрономами Б. Лио и О. Дольфюсом, а также собственные наблюдения по методу визуальной фотометрии, американский астроном Ж. де Вокулер опубликовал в 1951 г. сводку всех определений давления атмосферы Марса. В среднем из многих определений получалось, что давление у повеохности Марса равно 85 миллибар (1 миллибар =: 0,001 атмосферы), т. е. в 12 раз меньше, чем на Земле, и соответствует давлению на уровне 18 км.
      Увы, это значение оказалось завышенным рочти в 15 раз. Ученых подвели аэрозоли-частицы пыли, постоянно присутствующие в атмосфере Марса и рассеивающие солнечный свет наряду с газовыми молекулами. Их вклад в рассеяние был ошибочно приписан газовой атмосфере и плотность ее была переоценена. Сказались и некоторые произвольные предположеьия о фотометрических свойствах поверхности Марса. Но выяснить все это удалось гораздо позже и совсем другими методами. Мы расскажем об этом немного дальше.
      В монографии "Физика планеты Марс", изданной в 1951 г., Вокулер, оценивая критику гипотезы фиолетового слоя В. В. Шароновым и другими советскими астрономами, сделал вывод, что "их соображения не могут быть приняты, так как наблюдаемые весьма значительные прояснения в атмосфере Марса непосредственно доказывают существование такого слоя".
      Да, такие прояснения наблюдались с 1937 г., когда Э. Слайфер впервые обратил на это внимание. Иногда вдруг па снимках Марса в синих и фиолетовых лучах проступала картина деталей поверхности планеты, доступная наблюдениям обычно в красных лучах. Факты таких прояснений никто и не пытался подвергнуть сомнению.
      Основное разногласие состояло в другом. Советские фотометристы считали, что в атмосфере Марса, кроме г?за. могут быть и крупные частицы (аэрозоли), рассеивающие свет не по закону Рэлея. Они-то и создавали все эффекты, приписываемые фиолетовому слою, в том числе и прояснения. Если называть прослойки, содержащие такие аэрозоли, фиолетовым слоем, писал В. В. Шаронов, отвечая Вокулеру, то разногласий с его позицией не будет.
      Но Вокулер наряду с другими авторами приписывал фиолетовому слою способность не только рассеивать, но и поглощать солнечный свет. Он так и назвал его: поглощающий высотный слой. Это, отмечал Шаронов, противоречило как фотометрическим наблюдениям, выполненным в СССР, так и многим другим фактам.
      Приведем некоторые из них. Если частицы фиэлетового слоя достаточно крупные, то они будут рассеивать не только сине-фиолетовые, но и лучи других цветов, что, однако, не наблюдается. Если же этот слой обладает сильным поглощением фиолетовых лучей, то он не сможет создать яркую дымку рассеянного света, а его сгущения выступали бы на диске Марса в виде темных пятен, а не светлых облаков, которые наблюдаются в действительности, особенно вблизи терминатора (границы дня и ночи на Марсе).
      Неясно было и из чего могут состоять частицы фиолетового слоя. Чехословацкий астроном Ф. Линк полагал, что это метеорные частицы, американец С. Гесс, - что это кристаллы углекислоты (002), его соотечественник Дж. Койпер считал их кристаллами льда, француз Э. Шацман-капельками воды. Однако гипотеза Линка не объясняла быстрых прояснений фиолетового слоя. Более обоснованной казалась точка зрения С. Гесса, объяснявшего эти прояснения испарением кристаллов СОа при вероятных повышениях температуры. Правда, трудно было объяснить, почему оно происходит сразу на целом полушарии планеты.
      Многие ученые продолжали отстаивать точку зрения о наличии в атмосфере Марса истинного поглощения света. Ирландский астроном (эстонец по национальности) Э. Эпик предложил двуслойную модель: нижний слой, обладающий истинным поглощением, создает непрозрачность в фиолетовых лучах, а верхний слой производит рассеяние света, создает посветление вблизи лимба и яркие облака. В качестве вещества, создающего поглощение, назывались углерод и его полимеры (Сг,Сз,...,Сп), недокись углерода (0302), двуокись азота (NOa) и некоторые другие. Но признаков этих веществ не удалось обнаружить спектроскопически.
      В 1969 г. выяснилось, что на снимках американских космических аппаратов "Маринер-6" и "Маринер-7", полученных в синих лучах, никакой дымки не видно, и поверхность Марса видна не хуже, чем в красных лучах. Но фиолетовый слой, если он существует, должен был Хбыть одинаково непрозрачным для приборов, находящихся на Земле и в космосе.
      Сторонники гипотезы фиолетового слоя не сдавались. Э. Эпик, например, заявил, что все дело в недоразумении: синий фильтр "Маринеров" имел эффективную длину волны 469 ммк, на которой обычно явление синей дымки не наблюдается: оно становится заметным на более коротких длинах волн. В своей работе 1973 г. Эпик продолжал настаивать на истинном поглощении света атмосферой Марса, но приписал его частичкам пыли, поднимаемым и удерживаемым вертикальными токами в атмосфере. Их размеры, по Эпику, не превосходят одного микрона. Таким образом, речь идет не о "синей" или "фиолетовой", а скорее, о "красной" или даже "черной" дымке, так как ее альбедо (отражающая способность) в фиолетовых лучах крайне низкое (0,04)*).
      В 1972 г. проблемой фиолетового слоя занялся американский астроном Д. Томпсон. Изучив всю имевшуюся литературу по этой проблеме (более 120 работ) и использовав фотографическую коллекцию Международного планетного патруля, Томпсон пришел к простому и неожиданному выводу. Никакого фиолетового слоя,
      *) Альбедо в астрономии называется отношение количества отраженного планетой света к количеству солнечного света, падаюлцего на нее.
      тающего или рассеивающего, нет. Вид Марса в фиолетовых лучах-это его нормальный вид, без всякой дымки. Просто в этих лучах контрасты между морями и материками слишком малы и мы их не различаем. Более того, из наблюдений в ультрафиолетовых лучах выяснилось, что в этих лучах все выглядит "наоборот"-моря кажутся светлее материков. Эти явления объясняются исключительно цветовыми особенностями пород, слагающих марсианские моря и материки, и атмосфера тут не при чем.
      А как же "синие просветления", которые Вокулер четверть века назад считал самым сильным доказательством существования фиолетового слоя? Томпсон и Бойс тщательно проанализировали все случаи их наблюдений и пришли к выводу, что и здесь все обстоит наоборот. Никакого "просветления" не происходит, но в районе материков происходит осаждение чего-то вроде инея или же над ними (по метеорологическим причинам) образуется слой светлой дымки. Независимо от американских астрономов почти к такому же выводу пришла В. В. Прокофьева (Крымская астрофизическая обсерватория), объяснившая "синие прояснения" подъемом пыли с поверхности планеты над материками. Мелкие частицы пыли надолго остаются в нижних слоях атмосферы и несколько повышают яркость материков в синей области спектра. Контрасты между морями и материками в синих и фиолетовых лучах возрастают, и нам кажется, что атмосфера планеты "просветлела".
      Так неожиданно разрешилась загадка фиолетового слоя и "синих просветлений".
      Из чего состоит атмосфера Марса?
      В 1947 г. Дж. Койпер впервые применил к изучению планет инфракрасный спектрометр-прибор, в котором приемником радиации служило фотосопротивление иэ сернистого свинца (PbS). Фотосопротивление двигалось вдоль спектра, а соединенный с ним самописец записывал непосредственно распределение энергии в спектре планеты.
      Уже первые записи инфракрасных спектров Марса и Луны показали, что у первого значительно усилена полоса 002 на длине волны 1,6 микрона. Таким образом,
      удалось установить присутствие этого газа (ранее обнаруженного в спектре Венеры) и в атмосфере Марса.
      Однако установка Койпера имела весьма низкую разрешающую способность: с ее помощью нельзя было различить тонкие спектральные детали, так нужные астрономам для анализа состава атмосфер планет, притом анализа не только качественного (вещество имеется в атмосфере планеты), но и количественного (вещество содержится в таком-то количестве) .Как это ни странно, но ни сам Койпер, ни другие ученые не попытались в течение почти 10 лет усовершенствовать новый метод. Расцвет инфракрасной спектрометрии планет начался уже после 1960 г.
      В 1964 г. американские астрономы X. Спинрад, Г. Мюнч и Л. Каплан по структуре линий, входящих в полосу 002 на длине волны 8700 ангстрем, получили количество 002 55 м-атм при температуре поверхности 230 °К. Приведенное число означает, что углекислый газ атмосферы Марса при нормальном давлении в 1 атмосферу мог бы образовать столб в 55 метров. На Земле содержание углекислого газа составляет лишь 2,4 м-атм. Более поздние исследования дали для оценки
      -ния 002 значения от 54 до 90 м-атм, а в среднем 70 м-атм.
      Какую же долю составляет углекислый газ в атмосфере Марса? На Земле эта доля весьма невелика, только 0,03%, на Венере же на долю 002 приходится 97% массы атмосферы. Что касается Марса, то первоначально углекислому газу отводилась скромная роль второстепенной компоненты марсианской атмосферы. Вокулер в 1954 г. "уделял" ему лишь 2% объема атмосферы, С. Гесс в 1961 г.-и того меньше, 1,3%. В модели Т. Оуэна и Дж. Койпера (1964 г.) на долю 002 приходится уже 14% объема атмосферы Марса. ^ Дело в том, что оценка содержания того или иного еЬза в атмосфере планеты зависит не только от интенсивности его линий в спектре, но и от принимаемого в
      Хтечете общего давления у поверхности. Фотометрические наблюдения, как мы видели выше, не дают необходимой точности в определении давления и долго да"вё^1 преувеличенные значения. -Причиной этого была
      Хййл^н другие аэрозоли, содержащиеся в атмосфере пла"leеfi4h создававшие дополнительное рассеяние света.
      Но если мы примем завышенное значение давления атмосферы у поверхности, то' наблюдаемую интенсивность спектральных линий может создать меньшее количество углекислого газа. В качестве примера приведем расчеты Спинрада, Мюнча и Каплана 1964 г. Они рассматривали три модели с тремя разными значениями полного давления. Вот что у них получилось:
      Однако в последние годы спектроскописты научились раздельно определять полное газовое давление и содержание 002, используя то обстоятельство, что давление по-разному влияет на интенсивность сильных и слабых линий данного газа.
      Полет АМС "Маринер-4" в 1965 г. позволил определить давление у поверхности другим, более точным методом - методом радиозатмения. Этот метод будет нами описан ниже, а пока сообщим лишь полученные им значения давления: от 5 до 9 мб (в разных точках). Еще точнее удалось определить давление по полетам "Маринера-6" и "Маринера-7" в 1969 г.: от 3,8 до 7,0 мб. "Маринер-9" в 1971-1972 гг. дал интервал давлений от 1 до 9 мб, в среднем 6 мб. Близкие результаты дали полеты советских АМС "Марс" в 1971-1974 гг. Таким образом, стало ясно, что углекислый газ является основной компонентой атмосферы Марса (как и атмосферы Венеры). На его долю приходится не менее 60% состава марсианской атмосферы. Как мы увидим дальше, этот вывод получил косвенное подтверждение в ходе советских исследований на станции "Марс-6" в 1974 г.
      Какие же еще газы содержатся в атмосфере планеты? В ее верхних слоях под действием ультрафиолетовых лучей Солнца углекислый газ должен диссоциировать, разлагаясь на окись углерода (СО) и атомарный кислород. Попытка У. Синтона в 1959 г. обнаружить СО в атмосфере Марса не дала результата-он оценил лишь
      верхний предел ее содержания: 10 см-атм. Лишь 10 лет спустя французские ученые супруги Пьер и Жанина Конн, применив новый метод инфракрасной спектроскопии, получивший названье фурье-спектроскопии, смогли, при участии Л. Каплана, оценить содержание СО в атмосфере Марса, равное 5,6 см-атм, что соответствует 0,08% по объему.
      Метод фурье-спектроскопии заслуживает того, чтобы описать его хотя бы в принципе. Обычный метод инфракрасной спектроскопии страдает тем недостатком, что спектр записывается последовательно, и изменение содержания водяного пара или углекислого газа в земной атмосфере на пути луча за время записи может исказить результат. Фурье-спектрометр весь спектр записывает одновременно. В основе метода лежит использование интерферометра Майкельсона, в котором луч света от светила разделяется на две части, проходящие пути разной длины. Когда оба луча соединяются, они интерферируют (взаимодействуют) между собой, взаимно усиливая или ослабляя друг друга, в зависимости от того, в какой фазе придут световые колебания в обоих лучах. Если разность фаз равна нулю, интенсивности обоих лучей складываются; если она равна 180°, они в сумме дадут нулевую интенсивность. Но в приборе длину пути одного из лучей можно плавно менять, и тогда результирующая интенсивность будет тоже плавно меняться, выписывая кривую, называемую интерферограммой. Однако в этой кривой уже заложен весь спектр, так как разность хода лучей измеряется в единицах длины волны, а длины волн меняются вдоль спектра. Чтобы упростить дело, ненужные участки спектра отрезают с помощью светофильтров. Остается превратить интерферограмму в кривую распределения интенсивности по спект- Г"? ру-его регистрограмму. Это делается с помощью математической операции, называемой преобразованием Фурье, по имени французского математика Ж. Фурье, который вывел формулы этого преобразования еще в я. 1811 г., за 150 лет до применения описанного метода в астрономии.
      Метод фурье-спектроскопии дал потрясающую точность и высокую степень разрешения мелких деталей спектра, в 100 раз превосходящую все, что было возможно до того.
      Малое количество окиси углерода в атмосфере Марса (равно как и атомарного кислорода) объясняется тем, что процесс диссоциации молекул 002 на атом кислорода О и молекулу СО уравновешивается обратным процессом: рекомбинацией СО и О обратно в молекулу СОа.
      Длительное время основной компонентой марсианской атмосферы считался азот, однако никаких доводов в пользу этого, за исключением аналогии с земной атмосферой, не было. Не найдены полосы азота в спектре Марса и до сих пор. Впрочем, надо учитывать, что они лежат в далекой ультрафиолетовой части спектра, не наблюдаемой с Земли. Во всяком случае, о содержании азота в марсианской атмосфере мы сейчас ничего сказать не можем, за исключением того, что оно невелико (верхний предел 5%).
      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%.