В конце 1971 г. две группы американских астрономов независимо измерили содержание молекулярного кислорода в атмосфере Марса по появлению доплеровских "спутников" у полосы А. Количество кислорода было найдено 10 см-атм или 0,13% по отношению к СОа. Одновременно "Маринер-9" обнаружил линии атомарного кислорода в ультрафиолетовой части спектра.
      Не менее драматичной была история поисков в атмосфере Марса водяного пара. Оптимистичные выводы исследователей 20-х гг. сменились отрицательным результатом Адамса и Дэнхема, которые нашли в 1937- 1941 гг., что верхний предел содержания водяного пара в атмосфере Марса не превосходит 40 микрон осажденной воды. Иначе говоря, если бы весь водяной пар, содержащийся в марсианской атмосфере, пролился дождем на поверхность планеты, то слой осадков составил бы 40 микрон,
      Многие ученые пытались подсчитывать содержание водяного пара теоретически, исходя из наличия на Марсе утренних туманов (Г. Юри), скорости испарения полярных шапок и образования ледяных кристаллов (А. Н, Лебединский и Г. И. Салова), геохимических процессов с участием воды (Дж, Адамчик) и др. Результаты получались самые разнообразные: от 1 до 60 микрон осажденной воды.
      Слово было за инфракрасной спектроскопией. Пять групп исследователей решали эту задачу в 60-х годах и получили более близкие между собой результаты. Содержание водяного пара по их оценкам колеблется от 5 до 40 микрон осажденной воды, составляя в среднем 15 микрон. Это в 1000 раз меньше, чем содержание паров воды в земной атмосфере.
      В дальнейшем удалось установить, что расхождения между результатами отдельных исследователей не случайны, а отражают суточные и сезонные колебания влагосодержания марсианской атмосферы. Наибольшее содержание паров воды в атмосфере наблюдается весной и осенью, наименьшее-летом и зимой. Утром и вечером водяного пара в атмосфере Марса больше, чем днем.
      Исследования с помощью советских и американских космических аппаратов типа "Марс" и "Марине?" в 1969-1974 гг. подтвердили и во многом уточнили эти результаты. Об этом мы расскажем ниже.
      41
      Таким образом, кислород и водяной пар составляют лишь доли процента общего состава марсианской атмосферы, азот-вряд ли более двух-трех процентов, аргон - около одного-двух процентов. Вся остальная часть атмосферы Марса состоит из углекислого газа.
      Температурный режим планеты
      Первые измерения температуры Марса с помощью термоэлемента, помещенного в фокусе телескопа-рефлектсра, проводились еще в начале 20-х гг. Этот метод основан на том, что излучение планеты резко разделяется на две составляющие: отраженное ею излучение Солнца и собственное излучение планеты, определяемое ее температурой. Практически разделить их нетрудно, так как отраженное излучение сосредоточено в основном в видимом участке спектра, а собственное-в инфракрасном. С помощью фильтров обе составляющие разделяют и по инфракрасной составляющей вычисляют температуру планеты.
      Измерения В. Кобленца и К. Лампланда в 1922 г. дали среднюю температуру поверхности Марса 245 °К (-28°С), Э. Петтит и С. Никольсон получили в 1924 г. 260 °К (-13°С). Более низкое значение получили в 1960 г. У. Синтон и Дж. Стронг: 230 °К (-43°С), Нужно иметь, однако, в виду, что в 1960 г. Марс был дальше от Солнца, чем в 1922 и 1924 гг.
      Позднее, в 50-е и 60-е гг. были накоплены и обобщены многочисленные измерения температур в различных точках поверхности Марса, в разные сезоны и времена суток. Из этих измерений следовало, что днем на экваторе температура может доходить (в перигелии) до ^. 300 °К (+27 °С), но уже к вечеру она падает до нуля, а ^ к утру до 223 °К (-50 °С). На полюсах температура может колебаться от -)-10°С в период полярного дня до очень низких температур во время полярной ночи. Ка1- ких именно, определить описанным выше методом было невозможно, так как он малочувствителен к низким температурам. Кроме того, ночное полушарие Марса с Земли можно наблюдать лишь частично, а области, где время ближе к полуночи, вовсе ненаблюдаемы. Их температуры были измерены лишь в 1969-1974 гг. с помощью космических аппаратов (см. ниже),
      А.Ч
      В 1956 г. к измерению температур был применен новый метод-радиоастрономический. Марс, как и всякое нагретое тело, испускает не только инфракрасное излучение, но и более длинноволновое, лежащее в радиодиапазоне. Его принято называть тепловым радиоизлучением, в отличие от нетеплового, связанного с различными электромагнитными и плазменными процессами. Измеряя поток теплового радиоизлучения, можно определить температуру планеты.
      Первые такие измерения выполнили К. Майер, Т. Мак Каллаф и Р. Слонейкер в 1956 г. Они получили среднюю температуру поверхности Марса 218 °К, т. е. заметно ниже, чем по инфракрасному излучению. Из многочисленных последующих измерений лишь два-три дали столь же высокие значения, как измеренные по инфракрасному излучению, а большинство значений средней температуры поверхности Марса по радиоизмерениям заключено в пределах от 162 до 225 °К. Измерения, проведенные в последние годы с космических кораблей, показали, что на Марсе могут наблюдаться и еще более низкие температуры, доходящие до 140 °К-ниже точки замерзания углекислого газа. Это открытие имело важнейшее значение для суждения о природе полярных шапок Марса.
      Многочисленные ряды измерений радиотемператур Марса выполнены советскими учеными А. Д. Кузьминым, Ю. Н. Вегухновской, Б. Я, Лосовским, Б. Г. Кутузой и другими. Во время великого противостояния 1971 г., по их измерениям, средняя температура Марса составляла 198 °К.
      Нужно иметь в виду, что радиоизмерения по самой природе радиоволн могут относиться не к поверхности, а к некоторому слою на глубине в десятки сантиметров и более. Радиоволны способны проникать сквозь слой почвы толщиной в несколько раз большей, чем длина волны. Поэтому сантиметровые волны дают нам температуру слоя, лежащего на большей глубине, чем миллиметровые, а дециметровые-еще более глубокого.
      Советские ученые Ю. Н. Ветухновская, А. Д. Кузьмин и Б. Я. Лосовский выполнили анализ распределения температуры поверхности Марса с глубиной и нашли, что когда Марс далек от Солнца, температура сначала
      43
      падает с глубиной (иногда на 15-20^), а потом начинает расти. Минимальная температура соответствует глубине около метра. Во время великого противостояния, когда Марс расположен ближе к Солнцу, слоя с минимальной температурой уже не существует, температура быстро достигает почти постоянного значения, сохраняющегося до глубин в 5-6 м.
      Неудивительно, что радиотемпературы оказались ниже дневных инфракрасных. Последние относятся к самой поверхности Марса, где днем всегда теплее, чем на той глубине, о которой нам рассказывают радиоволны. Но и инфракрасные температуры, как мы видели, показывают большое различие и значительные суточные и сезонные колебания. Причина этого состоит в том, что атмосфера Марса сильно разрежена и неспособна удерживать тепло, накопленное в теплое время года и суток. Водяной пар, лучше всего сохраняющий и передающий тепло, присутствует там в ничтожных количествах. Поэтому климат Марса так суров.
      Многие ученые, используя измеренные температуры планеты и теорию климата, пытались построить карты изотерм (линий равной температуры) для Марса, как это делают метеорологи для Земли. Однако ошибкой этих исследователей (С. Гесс, Ф. Джиффорд) было то, что все использованные ими температуры были дневные, т. е. наибольшие из возможных. Поэтому к таким картам надо относиться с некоторой осторожностью. Тем не менее за последние годы'климатология Марса сделала немалые успехи и скоро мы, вероятно, будем иметь столь же подробные сведения о климате различных районов на Марсе, как и на нашей Земле.
      Различие температур дня и ночи, полярных и тропических районов, зимы и лета приводит к возникновению ветров, имеющих подчас скорости 40-50 м/сек. Система воздушной циркуляции на Марсе изучается сейчас различными методами многими учеными. Важный вклад в развитие теории циркуляции марсианской атмосферы внес советский ученый, специалист по физике атмосферы Г. С. Голицын. Он показал, при каких условиях в атмосфере Марса могут возникать ветры, имеющие силу урагана, и формироваться смерчи. А к чему могут привести сильные ветры, мы скоро узнаем.
      Марсианские материки и "моря"
      Вопрос о природе марсианских материков (светлых областей) и "морей" (темных пятен) встал перед астрономами давно. Сначала в их распоряжении не было ничего, кроме визуальных наблюдений. Потом были развиты более объективные методы фотографической фотометрии, позволяющие измерять отражательную способность (альбедо) и методы колориметрии, дающие возможность получать цветовые характеристики поверхности планет, в частности, марсианских материков и "морей". Большая заслуга в развитии этих методов принадлежит советским астрономам-фотометристам В. Г. Фесенкову, Н. П. Барабашову, В. В. Шаронову, 1-1. Н. Сытинской и др.
      Мы помним, что еще Г. А. Тихон в 1909 г. применил фотографирование Марса со светофильтрами, открыв свои три эффекта, два из которых непосредственно относились к цветовым свойствам марсианских образований, Но выводы Тихова основывались на чисто качественном сравнении снимков,
      Значительно более совершенный метод состоит в построении (по измерениям с пятью-шестью светофильтрами) кривой спектральной отражательной способности марсианских образований. Еще более надежный способ получить такую кривую - снять и измерить спектр избранной области планеты. Такой способ называется спектрофотометрическим. Он позволяет выявить мелкие, но иногда очень важные детали на спектральной кривой, по которым можно судить о присутствии или отсутствии того или иного вещества в наружном покрове^ планеты.
      Первые кривые спектральной отражательной способности материков и "мерей" Марса по фотографиям со светофильтрами получил 1-1. П. Барабашов в 1933 г., а *Х по спектру-Е. Л. Кринов в 1935 г. В дальнейшем такие исследования были выполнены Н. Н. Сытинской и систематически проводились на Харьковской обсерватории под рукоЕОЛСТЕОМ Н. П. Барабашова. Материки Марса по своим спектральным характеристикам очень напоминали пески среднеазиатских пустынь (рис. 8), Представление о материках Марса как о песчаных пустынях получило широкое распространение.
      4&
      Чтобы иметь возможность охарактеризовать цвет небесного тела одним числом, астрономы давно уже ввели понятия показателя цвета и цветового изб ы тк а. Первая величина показывает, насколько изучаемый объект краснее (показатель цвета положителен) или синее (показатель отрицателен), чем белые звезды спектрального класса АО. Вторая величина-цветовой избыток-дает такое же сравнение с цветом Солнца.
      Поскольку Марс, как и всякая планета, светит отраженным светом Солнца, даже в случае, если бы он сам был белый, его цвет казался бы нам желтоватым, соответствующим цвету Солнца. Показатель цвета Солнца равен +0,5, поэтому целесообразно использовать понятие цветового избытка, равного разности показателей цвета планеты и Солнца. Для Марса он равен примерно +1,0. Эта величина и характеризует собственный цвет планеты или ее деталей.
      Во время великого противостояния 1956 г. В. В. Шаронов определил значения цветового избытка отдельно для материков и морей Марса, получив +1,09 и +0,89 соответственно. Таким образом, не только материки, но и моря оказались красноватыми по отношению к белому экрану. Их зеленоватый оттенок, представлявшийся при визуальных наблюдениях, был лишь кажущимся, вызванным эффектом цветового контраста с еще более красными морями.
      В. В. Шаронов сравнил цветовые свойства мате?1:\^в Марса и песков земных пустынь. Оказалось, что марсианские покровы в среднем гораздо краснее земных песков, хотя самые красные образцы тех и других имеют примерно одинаковый цветовой избыток (+1,20). Но среди песков земных пустынь есть и очень белесые (+0,20), а в материках Марса цветовой избыток не бывает меньше +1,0, в морях же он не меньше +0,82.
      Такую интенсивно красноватую окраску имеют гидраты окислов железа. Тщательные измерения поляризации света материков, выполненные в 1948-1951 гг. О. Дольфюсом, показали, что их поверхность имеет те же свойства, что и лимонит (Ре^Оз -пН^О), один из бурых железняков, мелкий порошок которого известен под названием охры. Колориметрические наблюдения В. В. Шаронова подтверждали этот вывод. Наконец в середине 60-х годов исследование спектральной отражательной способности материков Марса в видимых и инфракрасных лучах вплоть до длины волны 3 микрона позволило советскому астроному В. И. Морозу и группе американских ученых независимо прийти к тому же выводу.
      Но уже в 1970 г., по образному выражению профес" сора Д. Я. Мартынова, "эра лимонита" кончилась. Лимонит сказался лишь небольшой добавкой к обычным силикато-глиноземным породам, своеобразной пудрой, окрашивающей эти породы в интенсивно-красноватый цвет. О том, как это удалось выяснить, мы расскажем ниже.
      Какова же была природа "морей" Марса? В том, что они не являются настоящими морями, никаких сомнений не было. Альбедо земных морей очень мало, гораздо меньше, чем у "морей" Марса. Всякий, кто летал над морем, знает, что сверху оно кажется темным.
      Правда, морс способно как зеркало отражать прямые лучи Солнца, и в направлении отраженного луча мы видим яркие блики. Но подобных бликов от "морей" Марса никто не наблюдал, хотя можно было заранее рассчитать, когда именно и от каких "морей" они могли бы быть видны. Для этого нужно, чтобы выполнилось хорошо известное условие: угол падения должен быть равен углу отражения,
      Еще в 60-х годах прошлого века французский астроном Э. Лиэ, наблюдая сезонные изменения интенсивности и окраски "морей", предложил гипотезу, что "моря"- это области, покрытые растительностью. Действительно, весной и особенно летом (марсианским, разумеется) моря Марса темнеют и приобретают зеленовато-голубоватую окраску. Осенью она становится коричнево-бурой, а зимой сероватый. Это напоминало весеннее распускание и осеннее увядание растительности. Еще интереснее было то, что по весеннему полушарию Марса проходила как бы волна потемнения, начинавшаяся от границ тающей полярной шапки и распространявшаяся к экватору по мере ее таяния. Возникла стройная гипотеза о том, что талые воды, образующиеся при таянии полярной шапки (в том, что шапки состоят из замерзшей воды, никто тогда не сомневался), увлажняют почву и это создает благоприятные условия для распускания растительности.
      Но гипотеза нуждалась в проверке. Ученые предложили два способа гакой проверки. Во-первых, надо было поискать в спектре "морей" Марса темную полосу хлорофилла-красящего вещества (пигмента) земных растений, расположенную в красной части спектра. В начале нашего столетия такие поиски были предприняты на обсерватории Ловелла во Флагстаффе В. Слайфером, а затем на других обсерваториях мира. Увы, поиски оказались безрезультатными.
      Второй путь состоял в следующем. Тогда же, в начале века, американский физик Р. Вуд изготовил пластинки, чувствительные к ближним инфракрасным лучам, и получил множество снимков различных пейзажей в этих лучах. Растения на этих снимках казались белыми, как бы осыпанными снегом. Причина этого "эффекта Вуда" состояла в том, что растения хорошо отражают инфракрасные лучи. Другими словами, их
      48
      ральная отражательная способность в этих лучах весьма высока.
      Как мы помним, еще У. Райт в 1924 г. получил снимки Марса в инфракрасных лучах. Если бы темные области Марса ("моря") были покрыты растительностью, на этих снимках они бы выглядели белыми или по крайней мере светлыми. Но как на снимках Рай га, так и на всех последующих, полученных в инфракрасных лучах, "моря" выглядели еще более темными, чем в зеленых или красных лучах. Эффект Вуда у них отсутствовал.
      С середины 40-х годов нашего столетия растительную гипотезу горячо защищал и развивал член-корреспондент Академии наук СССР Г. А. Тихов. Он организовал в Алма-Ате специальное учреждение-Сектор астроботаники Академии наук Казахской ССР, которое занялось исследованием и сравнением спектральных свойств "морей" Марса и земных растений.
      Сторонники растительной гипотезы проявили немало изобретательности для ее защиты. Опираясь на примеры высокой приспособляемости земных растений и животных к суровым условиям внешней среды, они доказывали, что и в условиях Марса жизнь возможна. Ставили даже лабораторные эксперименты по выращиванию растений и размножению бактерий в искусственно созданных "марсианских" условиях. Эксперименты дали положительные результаты: растения выдерживали "марсианский" холод и низкое атмосферное давление, бактерии размножались в "марсианской" атмосфере. Правда, при постановке этих экспериментов принималось сильно завышенное значение давления у поверхности-85 миллибар, в 15 раз больше действительного, да и состав атмосферы Марса был тогда неизвестен. Но главное было не в этом.
      Получилось так, что вопрос о природе "морей" Марса оказался тесно связанным с проблемой жизни на этой планете. Между тем, это два совершенно разных вопроса. Доказательство возможности жизни в условиях Марса еще не означает, что она там действительно существует.
      Вершиной торжества растительной гипотезы явилось Хоткрытие в 1956-1958 гг. американским ученым У. Синтоном в спектре "морей" Марса трех полос
      49
      в инфракрасной части, соответствующих органическим соединениям (на длинах волн 3,43, 3,56 и 3,65 микрон).
      После этого, спустя примерно пять лет, начался закат этой привлекательной, но недостаточно обоснованной гипотезы. Еще в 50-х годах ее раскритиковал известный советский астроном академик В. Г. Фесенков. С тех пор было установлено, что плотность атмосферы Марса в 10-15 раз ниже, чем предполагалось ранее. Содержание кислорода в ней оказалось ничтожным (доли процента). Истинный цвет "морей", согласно
      многочисленным измерениям Н. П. Барабашова, И. К. Коваля и их сотрудников, оказался красноватым: они лишь казались зелеными из-за эффекта цветового контраста с более красными материками. На снимках американской космической станции "Маринер-4", подлетевшей к Марсу в июле ' 1965 г. и передавшей ряд изображений его поверхности, "моря" ничем в принципе не отличались от материков (это подтвердили и снимки других космических станций).
      Наконец, полосы Синтона-главный аргумент астроботаников-оказались принадлежащими... парам тяжелой воды в земной атмосфере (т. е. воды, в состав которой входит тяжелый водород-дейтерий). Это признал и сам Синтон.
      Еще позднее, в 1969 г., растительная гипотеза получила новый сокрушительный удар: полярные шапки Марса оказались состоящими не из воды в виде инея, снега или льда, а из замерзшей углекислоты. Вся стройная картина расцветания растений по мере получения ими живительной влаги от тающей полярной шапки потеряла под собой почву и рухнула.
      Отвлечемся от печальной судьбы растительной гипотезы и посмотрим, какими объективными данными о
      роде "морей" Марса располагали астрономы в докосмический период.
      Колориметрические наблюдения Н. П. Варабашова, И. К. Коваля, В. В, Шаронова, Н, Н. Сытинской показывали, что альбедо "морей" сначала, как и у материков, растет с длиной волны от фиолетовых лучей к красным, хотя и медленнее, чем у материков, но начиная с зеленого участка спектра этот рост замедляется, и поэтому
      контраст "морей" с материками в красных лучах значительно возрастает (рис. 9).
      Многочисленные поляриметрические наблюдения, проведенные на протяжении многих лет О. Дольфюсом, давали больше возможностей для суждения о природе отражающей поверхности. Дело в том, что характер изменения степени поляризации с углом фазы планеты (или отражающей поверхности) сильно зависит от состава и структуры поверхности. У плотных пород вид кривой отличается от ее вида в случае раздробленных
      рошков. Поведение поляризационных кривых в разных участках спектра зависит и от состава вещества поверхности (рис. 10).
      Подведя итоги своим многолетним исследованиям, О. Дольфюс сделал вывод, что поверхность марсианских "морей", как и поверхность материков, покрыта мелкораздробленным веществом, однако более темным, чем вещество материков, или же смесью этого вещества с другим, более темным.
      5i'UM результатом можно было бы удовлетвориться и заняться подбором подходящего вещества в лабораторных экспериментах, если бы не сезонные изменения альбедо, цвета и, как выяснилось из тех же поляриметрических
      Хнаблюдений Дольфюса, поляризации "морей". Наибольшие отклонения от "средней" поляризационной кривой наступали весной и держались до конца лета соответствующего полушария.
      Как только ни пытались астрономы объяснить сезонные изменения в "морях". Шведский астроном Сванте Аррениус еще в 1911 г. предложил гипотезу о том, что "моря" Марса подобны земным такырам-глинистым пустыням, покрытым соляными корками. При увлажнении они намокают и темнеют. Но, как показал Дольфюс, кривая поляризации для такыров резко отличается от наблюдаемой на Марсе.
      В 1947 г. французский астроном А. Довилье изучил ряд кристаллических минералов, приобретающих определенную окраску под действием ультрафиолетовых лучей и теряющих ее при увлажнении парами воды. Дольфюс отклонил гипотезу Довилье по тем же причинам; к тому же максимум потемнения не совпадал с максимальным содержанием водяных паров в атмосфере Марса.
      Уже в 1965 г. польский астроном Р. Смолуховский предложил иной вариант гипотезы Довилье: породы в "морях" окрашиваются солнечными ультрафиолетовыми лучами, причем степень этого окрашивания зависит от температуры и возрастает в теплое время года. Этот механизм не противоречит данным поляриметрии, но требует резких усилений контрастов "морей" с материками в периоды хромосферных вспышек на Солнце,. чего не наблюдается.
      Американский астроном Д. Мак Лафлин в 1954 г. предложил "вулканическую" гипотезу, согласно которой "моря" сложены вулканическим пеплом, выбрасываемым при извержениях и рассеиваемых ветрами, дующими в постоянных направлениях. Предположение Мак Лафлина об активном вулканизме на Марсе (поддержанное советским астрономом С. К. Всехсвятским) получило полное подтверждение в ходе космических полетов последних лет, его предположение о наличии на планете отложений вулканического пепла - тоже, но не в таких масштабах, как это предполагал Мак Лафлин.
      Американский астроном Дж. Койпер в 1957 г. выдвинул предположение, что темные области на
      это поля застывшей лавы, аналогичные лунным "морям" и (какое предвидение!) темным пятнам на Меркурии*). Причину сезонных перемен в их окраске Койпер видел в том, что воздушные течения, имеющие сезонный характер, в одни сезоны наносят пыль и песок на поверхность лавы, а в другие-сдувают их.
      Критикуя гипотезу Койпера с точки зрения ее соответствия наблюдениям, Дольфюс выдвинул два возражения: во-первых, поляриметрия не показала существенных различий в гладкости материков и "морей"; во-вторых, у гладких поверхностей типа застывшей лавы поляризационная кривая имеет иной вид, чем у "морей" Марса.
      С лавовыми покровами Койпера получилось та;: же, как с отложениями пепла Мак Лафлина: фотографии с космических аппаратов показали, 410 они действительно имеются в различных местах поверхности Марса, но вовсе не устилают сплошь территорию марсианских "морей".
      Наконец, в 1967 г. американские астрономы Дж. Поллак и К. Саган предложили оригинальную гипотезу "сдувания", удовлетворявшую всем фотометрическим и поляриметрическим наблюдениям и не требовавшую наличия в морях каких-то особых покровов. Идея этой гипотезы состоит в том, что "моря" лежат в среднем выше материков и на них будут оседать более крупные зерна пыли (100-200 микрон), чем в светлых областях. Это и порождает различие в светлоте (слой мелкой пыли всегда светлее). Весной и летом изменение метеорологических условий вызывает в свою очередь измерение скорости зональных ветров и, как следствие, увеличение среднего размера частиц в темных областях и их потемнение. Однако гипотеза Поллака и Сагана не получила подтверждения в ходе исследований марсианского рельефа: "моря" оказались вовсе не возвышепностями, а скорее областями, переходными от возвышенностей к низинам. О дальнейших попытках выяснить природу "морей" мы расскажем ниже.
      *) Фотографирование поверхности Меркурия с близкого расстояния американской космической станцией "Маринер-10" в марте 1974 г. показало, что он очень похож на Луну, хотя площадь лавовых "морей" на нем значительно меньше.
      Макрорельеф "красной планеты"
      С давних пор Марс, в отличие от Земли и Луны, считался гладким, без резко выраженного рельефа, без гор и впадин. Основанием для такого заключения были фотометрические наблюдения, показывавшие, что планета отражает свет Солнца по закону Ламберта, т. е. как гладкий матовый шар. Правда, это относилось лишь к материкам, но ведь они покрывали большую часть планеты. Только у южного полюса была замечена возвышенность, получившая название гор Митчелла. Она проявляла себя тем, что при таянии южной полярной шапки здесь всегда оставался белый островок, отделявшийся от шапки (общеизвестно, что в горах снега и льды тают позднее, чем в низинах).
      Первый удар по представлению о "гладком Марсе" нанесли фотографии "Маринера-4", переданные на Землю в июле 1965 г. Ученые воочию увидели на Марсе горы, в том числе кольцевые горы-кратеры, подобные лунным. Значит, планета имела рельеф. Но получить полное представление о нем по 20 снимкам "Маринера-4", охватывавшим едва один процент поверхности Марса, было невозможно.
      На помощь пришла радиолокация. В основе этого метода исследования небесных тел лежит получение отраженного планетой радиосигнала, посланного с Земли. Для посылки и приема сигналов применяются мощные радиотелескопы, для их усиления и анализа - сложные электронные устройства. 'За последние годы в этой области достигнут значительный прогресс.
      Как нетрудно понять, время прохождения сигнала до Марса и обратно прямо пропорционально расстоянию до планеты. Если бы поверхность Марса была плоская и располагалась перпендикулярно к лучу зрения, а Марс и Земля были бы неподвижны, то все было бы просто: радиолуч достигал бы возвышенности раньше, чем низины, и приходил бы обратно скорее как раз на время, необходимое лучу, чтобы пройти двойную разность высот между ними. Поскольку скорость радиоволн, как и света, равна 300000 км/сек, а разности высот на Марсе должны измеряться немногими километрами, времена относительного запаздывания сигнала будут составлять несколько микросекунд. Но современная
      ная техника позволяет измерять и такие промежутки времени.
      Однако Марс-шарообразный, он движется вокруг Солнца и вращается вокруг своей оси. Так1.г же движения совершает и наша Земля, а вместе с ней-радиотелескоп, передающий и принимающий сигналы. Поэтому время прохождения сигнала туда и обратно все вр( мя будет меняться.
      К счастью, эти изменения происходят плавно и по известному закону, поэтому учесть их не представляет особого труда. Главная трудность состояла в другомв том, чтобы выделить на поверхности Марса отдельные малые участки и получать отражения от каждого из них в отдельности. Иначе говоря, требовалось повысить разрешающую способность радиолокационного "лота".
      Один из способов добиться этого состоял в том, что всегда изучалось отражение от точки в центре диска планеты, которая, как легко сообразить, является ближайшей к Земле. Ясно, что отражение от нее придет первым. К сожалению, мы еще не можем посылать сигпал в виде узкого луча (шириной хотя бы не более 100 км). Радиолуч с удалением от Земли расширяется и захватывает весь Марс, отражаясь сначала от центральной точки (обращенной к Земле), потом от окружающей ее узкой кольцевой зоны, потом от более широкой зоны и т. д Но для нас в данном случае важен лишь самый первый отраженный сигнал. Поскольку Марс довольно быстро вращается вокруг оси, за ночь (точнее, за время, пока Марс находи гся над горизонтом станции наблюдения, ибо радиолокацию планеты можно производить и днем) через центр диска пройдут различные точки поверхности планеты, расположенные на одной ее параллели. Регистрируя время запаздывания сигнала, мы получим как бы разрез рельефа вдоль этой параллели.
      Именно такой метод применил в 1967 г. американский радиоастроном Дж. Петтенджил, получив профиль марсианского рельефа вдоль параллели с северной широтой 21°. Оказалось, что помимо отдельных горных хребтов, возвышенностей, долин, Марс имеет макрорельеф, т. е. возвышенности и низменности большого протяжения, в тысячи километров, с перепадом высот между ними в 12-13 км.
      55
      В этом не было ничего удивительного. На Земле перепад высот от вершин Гималаев до дна Марианской впадины в Тихом океане достигает 20 км, а расстояние между ними-6 тысяч км.
      В дальнейшем измерения профилей рельефа Марса радиолокационным методом были проведены неоднократно советскими и американскими учеными, на разных марсианских широтах. Они позволили составить общую картину макрорельефа планеты в тропической зоне.
      Но этот метод не может быть применен ко всей планете. Из-за наклона оси Марса на угол 65° к плоскости его орбиты, через центр диска в разное время могут проходить области, расположенные внутри тропического пояса планеты, т. е. между широтами +25° и -25°. Области более высоких широт никогда не могут проходить через центр диска Марса. Казалось, что мы не сможем получить информацию об их макрорельефе.
      Однако это было не так. Для изучения рельефа этих областей вскоре были применены еще два метода. Один состоял в использовании космических аппаратов, проходивших вблизи Марса или становившихся его спутниками, для наблюдений "радиозатмений" излучения спутника диском Марса (об этом мы расскажем несколько позже). Другой метод, очень простой и не требующий серьезных затрат, требовал только наличия мощного телескопа с хорошим инфракрасным спектрометром. Этот метод состоял в измерении эквивалентных ширин линий 002 в спектре отдельных областей Марса.
      Как мы уже знаем, углекислый газ составляет более 90% марсианской атмосферы. Поэтому можно считать парциальное давление 002 пропорциональным полному давлению у поверхности Марса.