Страница:
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%.
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.
-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%.
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.