НЕИЗВЕСТНЫЕ ЖИВОТНЫЕ

БЕРМУДСКИЙ ТРЕУГОЛЬНИК

АНОМАЛЬНЫЕ ЗОНЫ

 Макрорельеф  красной планеты

С давних пор красная планета 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 красной планеты была замечена возвышенность, получившая название гор Митчелла. Она проявляла себя тем, что при таянии южной полярной шапки красной планеты 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 макрорельеф. Но получить полное представление о нем по 20 снимкам "Маринера-4", охватывавшим едва один процент поверхности красной планеты 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 красной планеты Марса и обратно прямо пропорционально расстоянию до планеты. Если бы поверхность Марса была плоская и располагалась перпендикулярно к лучу зрения, а красная планета 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 техника позволяет измерять и такие промежутки времени.

Однако красная планета Марс -шарообразный, он движется вокруг Солнца и вращается вокруг своей оси. Так  же движения совершает и наша Земля, а вместе с ней радиотелескоп, передающий и принимающий сигналы. Поэтому время прохождения сигнала туда и обратно все время  будет меняться.

К счастью, эти изменения происходят плавно и по известному закону, поэтому учесть их не представляет особого труда. Главная трудность состояла в другом в том, чтобы выделить на поверхности красной планеты 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 сигнал в виде узкого луча (шириной хотя бы не более 100 км). Радиолуч с удалением от Земли расширяется и захватывает вся красная планета 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 красная планета Марс довольно быстро вращается вокруг оси, за ночь (точнее, за время, пока Марс находится над горизонтом станции наблюдения, ибо радиолокацию красной 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 макрорельефа вдоль этой параллели.

Именно такой метод применил в 1967 г. американский радиоастроном Дж. Петтенджил, получив профиль марсианского макро рельефа вдоль параллели с северной широтой 21°. Оказалось, что помимо отдельных горных хребтов, возвышенностей, долин, красная планета Марс имеет макрорельеф, т. е. возвышенности и низменности большого протяжения, в тысячи километров, с перепадом высот между ними в 12-13 км. 
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 макрорельефа красной планеты 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 красной планеты 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 красной планеты Марса. Казалось, что мы не сможем получить информацию об их макрорельефе.

Однако это было не так. Для изучения макрорельефа этих областей вскоре были применены еще два метода. Один состоял в использовании космических аппаратов, проходивших вблизи красной  планеты Марса или становившихся его спутниками, для наблюдений "радио-затмений" излучения спутника диском красной планеты 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 красной планеты Марса.

Как мы уже знаем, углекислый газ составляет более 90% марсианской атмосферы. Поэтому можно считать парциальное давление 002 пропорциональным полному давлению у поверхности красной планеты Марса. Эквивалентная ширина полосы 002 в спектре красной планеты пропорциональна содержанию этого газа на пути луча и общему давлению, которое в свою очередь пропорционально содержанию 002 в вертикальном столбе единичного сечения. По формулам теоретической спектроскопии и по найденной в лаборатории зависимости эквивалентной ширины полосы от содержания газа на пути луча и давления (кривая, выражающая эту зависимость, называется кривой роста) можно по эквивалентной ширине полосы 002 определять давление у поверхности. Очевидно, что на возвышенностях красной планеты давление будет ниже, а в низинах выше. Переход от разности давлений к разности высот не представляет труда. Нуль-пункт шкалы высот определяется из радиолокационных наблюдений. Этот чрезвычайно остроумный метод был успешно применен американскими астрономами М. Белтоном и Д. Хаюепом в 1969 г. Им удалось построить карту линий равных высот для значительной части марсианской поверхности. В дальнейшем этот метод применили другие ученые, в частности, советский астроном В, И. Мороз. Наиболее успешно этот метод применялся на космических аппаратах "Маринер-6", "Маринер-7", "Маринер-9", "Марс-3" и "Марс-5".

Сочетание всех трех методов показало хорошее согласие их между собой и позволило составить ясное представление о рельефе Марса. Оказалось, что светлая область Hellas-гигантская котловина, расположенная на 4,5 км ниже среднего уровня поверхности, а в областях Tharsis и Claritas мы имеем, наоборот, плоскогорье высотой в 7 км. Светлые области красной планеты Марса (материки) могут быть и плоскогорьями, и котловинами, тогда как темные области чаще всего располагаются в местах, где наблюдается перепад высот, т. е. на склонах. Какое значение имеет это обстоятельство для объяснения природы морей, будет выяснено ниже.

Итак, концепция "гладкого Марса" уступила место представлению о планете, обладающей сложным макрорельефом. Фотографии с космических кораблей еще более убедили нас в этом.