сухих листьев подтвердило, что для них действительно ха рактерно поглощение в этом диапазоне. Затем, исследуя в течение четырех ночей отраженный свет Марса, Синтон обнаружил в его спектре полосу поглощения максимумом на волне 3,46 мкм, т. е. точно там же, где и у исследованного ранее растительного материала. Два года спустя, в 1958 г., Синтон повторил свои наблюдения, но с использованием более совершенного 200-дюймового (1 дюйм = 2,54 см) теле скопа Маунт-Паломарской обсерватории. На этот раз уче ный смог проанализировать отдельно свет, отраженный от темных и от светлых областей Марса. В спектрах темных областей были обнаружены три полосы поглощения вблизи 3,5 мкм, характерные для органических соединений. В спект рах светлых областей поглощение было слабым или вообще отсутствовало. Казалось бы, возможно ли более убедитель ное подтверждение предположений Ловелла и Кюйпера!
Но обнаруженные Синтоном полосы поглощения не убе дили комиссию Совета по космическим исследованиям, ко торая отметила, что "вероятность того, что эти полосы образуются в результате комбинации спектров неоргани ческих веществ, по-видимому, еще не исследована в доста точной мере". Однако относительно возможности существо вания жизни на Марсе комиссия сделала такой вывод:
В целом представленные доказательства позволяют предпо ложить существование жизни на Марсе. В частности, данные о наличии паров воды именно таковы, каких следовало ожидать для планеты, довольно сухой в настоящее время, но когда-то, вероятно, имевшей значительно больше воды на поверхности. Имеющиеся в нашем распоряжении немногочисленные факты могут свидетельствовать лишь о наличии микроорганизмов, о существовании же крупных организмов и животных, способных к передвижению, достоверных данных не получено.
Марс в действительности
Атмосферное давление
Снятие с Марса покрова таинственности, к чему мы сейчас приступаем, отражает истину, сформулированную много лет назад двумя учеными-философами Моррисом Коэном и Эрнстом Нагелем: "В общем можно сказать, что наука будет в безопасности до тех пор, пока существуют люди, которые заботятся о корректности используемых ими методов больше, чем о результатах, полученных с их по мощью".
"Деловеллизация" Марса началась с одной-единственной, но исключительной по качеству спектрограммы, полученной на Маунт-Вилсоновской обсерватории в апреле 1963 г., кото рую затем проанализировали Льюис Каплан. Гвидо Мюнх и Хайрон Спинард, сотрудники Лаборатории реактивного дви жения Калифорнийского технологического института. В спектрограмме атмосферы Марса обнаружились полосы по глощения в инфракрасной области, характерные для диокси да углерода и, впервые, для паров воды. Спектр СО^ пред ставлял особый интерес, поскольку в нем были как слабые линии поглощения, ширина которых зависит лишь от содер жания в атмосфере СО^, а не от общего атмосферного давления, так и сильные, ширина которых зависит от обоих этих параметров. Таким образом, наконец появилась воз можность рассчитать относительное содержание в атмосфе ре Марса СО^, а также общее атмосферное давление у поверхности. Самое важное заключалось в том, что атмо сферное давление теперь можно было вычислить, основы ваясь только на известных физических законах, не прибегая ни к каким искусственным допущениям, которые ставили бы под сомнение результаты всех предыдущих расчетов.
Анализ спектрограммы, сделанный Капланом. Мюнхом и Спинардом, дал неожиданный результат: атмосферное давление на Марсе оказалось намного ниже, а содержание СОд-намного выше, чем предполагалось прежде. Так, по наиболее точным оценкам этих ученых, общее атмосферное давление оказалось равным 25 мбар, а давление СО^-4 мбар, тогда как ранее они предполагались равными 85 и 2 мбар соответственно. Авторы отмечали большие погрешнос ти в своих вычислениях, обусловленные неопределенностью в результатах некоторых измерений (все расчеты производи лись на основе всего лишь одной фотографической пластин ки), но выразили надежду, что дальнейшие наблюдения позволят уточнить полученные результаты. В конечном счете было показано, что даже 25 мбар-слишком большое значе ние для атмосферного давления у поверхности Марса.
Статья Каплана, Мюнха и Спинарда, опубликованная в 1964 г., открывает "постловелловскую эру" в изучении Мар са. Большие усилия были затрачены на повторные исследо вания атмосферного давления и состава атмосферы. Это было важно не только потому, что полученные результаты интересны сами по себе, но и по той причине, что без точных данных невозможна разработка космического аппарата для посадки на планету. Когда в 1965 г. Марс в очередной раз
оказался на минимальном расстоянии от Земли, его атмо сферу тщательно исследовали в телескопы наземных обсер ваторий. а также с помощью аппарата "Маринер-4"-перво го американского космического корабля, запущенного к Марсу.
Следующую неожиданность в развернувшуюся марсиан скую эпопею принесли полные и богатые информацией результаты, полученные "Маринером-4". При этом исполь зовался метод измерения атмосферного давления, совершен но новый для исследований Марса. Прежде всего потребо вался точный расчет траектории полета космического аппа рага, которая должна была проходить таким образом, что "Маринер-4" на протяжении примерно одного часа дважды заслонялся Марсом. Приблизительно в течение 2 мин, пред шествующих действительному заходу аппарата за видимый диск планеты, радиоимпульс, посылаемый "Маринером-4" на Землю, проходил, преломляясь и искривляясь, через марсианскую атмосферу. То же самое происходило 54 мин спустя, когда космический аппарат выходил из-за диска Марса. При приеме это) о радиосигнала на Земле его прелом ление точно измерялось, а поскольку величина его зависит от плотности атмосферы, был получен полный "профиль" дав ления с внешнего края атмосферы Марса и до той точки на поверхности, где космический аппараг заходил за диск пла неты или появлялся из-за него.
Полученная таким образом величина давления оказалась удивительно низкой: 4-7 мбар в зависимости от температу ры атмосферы и реального содержания диоксида углерода (когорое к тому времени было точно известно). На Земле атмосферное давление имеет такое значение на высоте около 32 км. Сначала предполагалось, что столь низкие величины давления должны oi носиться к высоким точкам поверхности Марса, а не ко всей планете в целом. Однако от этой мысли пришлось отказаться. Начиная с 1965 г. было сделано много измерений марсианского давления, которые проводились различными методами и с разных точек наблюдения: от спектроскопических исследований с Земли всей видимой поверхности планеты до локальных измерений, осуществлен ных с помощью датчиков давления непосредственно на поверхности планеты, куда они были доставлены спус каемыми аппаратами "Викиш". Все полученные результаты хорошо согласуются в том. 410 средняя величина давления. которая может слегка варьироваться в зависимости от места и времени года, сущес'1 веппо ниже 10 мбар. Оценки, сделап
ные разными авторами, колеблюся в пределах 5-7 мбар, поэтому в качестве разумного приближения можно принять величину атмосферного давления равной 6 мбар. Давление на Равнине Эллада, одном из самых низких районов на Марсе, должно составлять примерно 8,6 мбар, а на вершине горы Олимп, самой высокой точке планеты,- около 0,5 мбар.
Состав атмосферы и полярных шапок;
Результаты, полученные с помощью аппарата "Мари нер-4", недвусмысленно свидетельствуют о том, что диоксид углерода, давление которого, по оценке Каплана, Мюнха и Спинарда, составляет на Марсе 4 мбар, должен быть глав ным, а не второстепенным компонентом марсианской атмо сферы, как считали, исходя из величины давления 85 мбар. (Впоследствии в результате полета "Викингов" было уста новлено, что содержание диоксида углерода в атмосфере Марса достигает 95%.) Кроме того, еще до полета "Викин гов" в атмосфере Марса были обнаружены пары воды (их наличие установлено по спектрам, полученным на фотоплас тинке и проанализированным Капланом и его коллегами), а также небольшие количества кислорода, озона, атомарного водорода и монооксида углерода, образовавшихся в резуль тате фотолиза из воды и диоксида углерода под действием солнечного света. Содержание паров воды в атмосфере соответствовало 14 мкм осадочной воды. Это значит, что если бы все пары воды в атмосфере планеты сконденсирова лись, то образовался бы слой воды толщиной в 14 мкм. При такой концентрации водяных паров их давление у поверх ности равно '/gooo давления диоксида углерода, т.е. 0,5 мкбар*; на поверхности Земли давление паров воды в сред нем в 10000 раз больше. Подобное несоответствие приводит к важным биологическим последствиям, о которых мы расскажем подробнее в следующих главах.
Значительная концентрация диоксида углерода в марси анской атмосфере побудила Роберта Лейтона и Брюса Мюр рея, сотрудников Калифорнийского технологического инсти тута, пересмотреть вопрос о составе полярных шапок. В 1966 г. Лейтон и Мюррей опубликовали результаты теорети
* Масса слоя воды толщиной 14 мкм равна 0,0014 г/см^. Умно жая эту величину на ускорение силы тяжести (на Марсе оно равно 373 см/с"), можно найти давление паров воды у поверхности-оно составляет 0,522 мкбар.
ческого исследования теплового баланса Марса, что позво лило им предсказать температуру на любой широте планеты в любое время года. Предполагалось, что Марс в среднем холоднее Земли, поскольку он находится дальше от Солнца, поток солнечного излучения, приходящийся на единицу его поверхности, составляет только 43% от того, что получает Земля. Кроме того, из-за разреженности марсианской атмо сферы парниковый эффект там выражен очень слабо. Изме рения, проведенные с Земли, показали, что температура на марсианском экваторе днем достигает 25"С, но ночью падает на 100 С и даже больше. Поскольку на Марсе нет океана, который мог бы смягчать подобные перепады температуры, предполагалось, что они весьма велики. Хотя температуру полярных шапок не измеряли, считалось, что она не настоль ко низка, чтобы вымерз диоксид углерода из атмосферы.
Анализ, проведенный Лейтоном и Мюрреем, показал, что зимние температуры в высоких широтах обоих полушарий Марса вполне могут опускаться ниже -128"С, т.е. точки замерзания диоксида углерода при давлении 4 мбар. Разме ры и скорость исчезновения полярных шапок, предсказывае мые при условии, что они состоят из твердого диоксида углерода, хорошо согласовались с результатами наблюдений реальных марсианских шапок. Как видим, все сказанное о Марсе не дает оснований утверждать, что марсианские по лярные шапки могли сформироваться из паров воды, хотя предполагается, что в их составе есть небольшие количества водяного льда. Поэтому Лейтон и Мюррей сделали вывод, что полярные шапки почти полностью состоят из замерзше го диоксида углерода.
Это предположение подтвердилось в 1969 г., когда к Марсу приблизились еще два космических аппарата: "Мари нер-6" и "Маринер-7". Когда "Маринер-7" проходил над южной полярной шапкой, на его борту работали два инфра красных детектора. Один из этих приборов, радиометр, измерял тепловое излучение поверхности Марса; эти данные позволяли рассчитать температуру поверхности. Другой прибор, спектрометр, регистрировал как температуру, так и спектр отраженного инфракрасного излучения, который можно было использовать для изучения химического состава полярной шапки и атмосферы планеты. Как это принято, первые научные результаты, полученные с аппаратов "Мари нер", были оглашены на пресс-конференции, состоявшейся в Лаборатории реактивного движения в Пасадене вскоре после
окончания полета: краткое сообщение для прессы по резуль татам полета "Маринера-7" было сделано 7 августа 1969 г.
От имени группы экспериментаторов, работавших с инфракрасным радиометром, Джерри Нойгебауэр из Кали форнийского технологического института сообщил, что мак симальная температура, измеренная прибором, равна -123"С (согласно более поздним оценкам, она равна - 125 С), т.е. близка к величине, предсказанной Лейтоном и Мюрреем; это хорошо согласуется со значением температу ры, рассчитанной на основе предположения, что полярная шапка состоит из замерзшего диоксида углерода. Расчетная температура зависит от давления диоксида углерода в атмо сфере: чем оно выше, тем выше температура, и наоборот. При давлении 4 мбар температура по расчетам должна равняться -128"С, в таком случае измеренная температура (-125"С) соответствует давлению диоксида углерода 6.4 мбар. Эти два набора данных близки настолько, что их можно было считать совпадающими. Совершенно другой результат получила группа ученых во 1лаве с Джорджем Пайментелом из Калифорнийского университета в Беркли. работавшая с инфракрасным спектрометром. Их данные прежде всего говорили о том. что температура кромки полярной ледяной шапки слишком высока для замерзшего диоксида углерода, откуда исследователи сделали вывод, что по крайней мере кромка состоит из водяного льда. Кроме того, спектрометр зарегистрировал над кромкой шапки (но не над основным ее телом) присутствие газообразного мета на и аммиака. Наличие богатых водородом газов на планете. имеющей столь высокоокисленную атмосферу, вызывало удивление, поэтому было высказано предположение, что там происходят какие-то необычные химические процессы. В итоге эта группа исследователей сделала вывод, что у пери ферии полярной шапки имеется обводненная зона. пригодная для жизни, а метан и аммиак, возможно, являются продукта ми биологической деятельности.
Это было воспринято как новое свидетельство в пользу существования жизни на Марсе, и на следующий день о нем сообщалось по всему миру. Как писала по этому поводу газета "Нью-Йорк тайме", "у ученых и журналистов пере хватило дыхание". Не мелькнула ли в этот момент перед ними тень Персиваля Ловелла? Или обманчивый образ Марса опять вводит в заблуждение свои многочисленные жертвы? Как бы то ни было. вскоре все недоразумения разрешились: спектрометрическая лабораторная проверка
показала, что поглощение, прежде приписываемое метану и аммиаку, может быть обусловлено также твердым диокси дом углерода. Другой результат-более высокая, чем пред полагалось ранее, температура кромки полярной шапки.-не сомненно означал, что когда космический аппарат двигался по направлению к полярной шапке, в поле зрения его бортового спектрометра попали какие-то участки обнаженного откры того грунта и скал. Естественно, скалы и грунт имеют более высокую температуру, чем сама ледяная шапка. Биологиче ское объяснение было забыто, и сегодня спектрометрические данные стали одним из убедительных свидетельств того, что полярные шапки Марса состоят из диоксида углерода.
Темные области
Когда окончательно выяснилось, что сезонно изменя ющиеся полярные шапки Марса состоят не из водяного льда. а из замерзшего диоксида углерода, ученым пришлось отка заться от прежнего убеждения, что "полярные моря" и другие подобные явления связаны с сезонными перемещения ми воды от одного полюса планеты к другому, как считал Ловелл. Если полярные шапки сформированы из постоянно присутствующего в атмосфере диоксида углерода, а не из паров воды, перемещающихся над поверхностью Марса, то каким образом можно объяснить их сезонные изменения?
Наблюдения с помощью телескопов, проведенные уже после смерти Ловелла, в общих чертах подтвердили данное им описание поверхности планеты. Темная кайма вокруг исчезающей полярной шапки, очевидно, действительно су ществует, так же как повышается контрастность светлых и темных областей планеты в летнее время. Более проблема тично выглядела волна потемнения, но к 1962 г. несколько наблюдателей подтвердили ее наличие, и при этом оказа лось, что действительно существует некоторая корреляция между местоположением (широтой) той или иной области поверхности и временем его потемнения или посветления, хотя эта корреляция не столь очевидна, как утверждал Ловелл. Однако в наше время это явление объясняют совер шенно иначе. По причинам, о которых мы расскажем в следующей главе, полярная темная кайма не может состоять из жидкой воды. Истинная ее природа точно неизвестна, но, по-видимому, она обусловлена либо действием сезонных ветров, сдувающих пыль с поверхности, либо оптическим эффектом, вызванным наличием зеркального слоя твердого
диоксида углерода, о котором говорилось выше. Не исклю чено также, что этот слой состоит из гидрата диоксида углерода, СОд-бНдО, на возможное присутствие которого в марсианской полярной шапке указывали Стэнли Миллер и Уильям Смит. Это соединение может образовать слой, лежащий на границе раздела стабильной части шапки, со стоящей из водяного льда, и ее сезонно изменяющейся части, сформированной из твердой углекислоты СОд.
В настоящее время изменения в темных областях принято связывать с перераспределением пыли, вызванным сезонны ми ветрами, которые в большей или меньшей степени обна жают более темную почву. Однако некоторые ученые счита ют, что наблюдаемые сезонные изменения в окраске поверх ности Марса вызваны просветлением светлых областей, а не потемнением темных. Хотя это явление имеет вид волны, распространяющейся по поверхности планеты, до сих пор не ясно, обусловлено ли оно оптическим эффектом, возникаю щим из-за изменения освещенности и углов наблюдения, или какими-то другими процессами.
Без сомнения, самым убедительным доказательством в пользу существования жизни на Марсе считались получен ные Синтоном спектры с ярко выраженными полосами поглощения. Эти спектральные характеристики были заре гистрированы с помощью современных надежных методов, и, казалось бы, их явная взаимосвязь с сезонными измене ниями темных областей делала маловероятным какое-либо иное объяснение. Хотя консультативная комиссия НАСА предостерегала против интерпретации синтоновских полос поглощения исключительно на основе биологических явле ний. не было предложено каких-либо объяснений, связы вающих наблюдаемое поглощение света с неорганическими веществами. Напротив, в единственном опубликованном до 1965 г. сообщении, где была предпринята попытка более четко проследить эту взаимосвязь, высказывалось предполо жение, что эти полосы поглощения обусловлены наличием на Марсе такого органического соединения, как ацетальдегид. В 1965 г. сотрудники Калифорнийского университета в Беркли Джеймс Ширк, Уильям Хейзелтайн и Джордж Пайментел продемонстрировали, что указанное поглощение лучше объясняется наличием в атмосфере Марса тяжелой воды HDO (в молекуле которой один атом водорода заменен атомом дейтерия), а не органическим веществом. Вскоре после этого в статье Доналда Риа, Брайена 0'Лири и Синтона из Калифорнийского университета в Беркли и из
Ловелловской обсерватории были представлены убедитель ные доказательства того, что тяжелая вода, о которой шла речь, присутствует не в марсианской, а в земной атмосфере. (Дейтерий составляет 0,02% концентрации земного водоро да.) Выяснилось, что трудности, возникающие при проведе нии спектроскопических исследований небольших участков марсианской поверхности, привели к тому, что Синтон неправильно интерпретировал полосы поглощения в спект рах, приписав их действию темных областей поверхности. Таким образом, больше не было оснований считать, что темные области на поверхности Марса отличаются от свет лых содержанием в них органического вещества.
Полет "Маринера-9" и представления о Марсе до полета "Викинга"
Отныне старые, ловелловские представления о Марсе начали быстро разрушаться, и к 1969 г. от них полностью отказались. Из суровой, но тем не менее чем-то напоми нающей Землю планеты Марс превратился в негостеприим ный, безжизненный мир, скорее похожий на Луну. Оказалось, что этот "новый" Марс имеет разреженную атмосферу. состоящую преимущественно из диоксида углерода, которая, очень слабо поглощая солнечное ультрафиолетовое излуче ние, не способна защитить от его разрушающего действия поверхность планеты. Безуспешными оказались и все попыт ки обнаружить здесь такой жизненно необходимый элемент, как азот-газ, наиболее распространенный в земной атмосфе ре, который, согласно представлениям Ловелла, должен был составлять основную массу атмосферы Марса. Только те перь удалось установить, что содержание азота в ней не превышает 5%; не исключено, что планета вообще лишена этого газа. С биологической точки зрения наиболее страш ной кажется высокая сухость Марса: низкое атмосферное давление у поверхности означает, что вода не может сущест вовать на ней в жидкой фазе-только в виде льда или пара.
Телевизионные изображения планеты, переданные на Землю аппаратами "Маринер-4", "Маринер-6" и "Мари пер-7", поразили исследователей не меньше, чем результаты по изучению атмосферы. Марс больше напоминал Луну, чем планету, подобную Земле. При ближейшем рассмотрении практически исчезло даже различие в цвете отдельных облас
тей поверхности и стало невозможно обнаружить связь между морфологией поверхности и ее расцветкой. Даже границы между ставшими уже классическими светлыми и темными областями, казалось бы, столь отчетливые при наблюдении с Земли, были невидимы на фотографиях, кото рые показывали Марс более детально, чем его когда-либо удавалось рассмотреть прежде. Выяснилось, что светлые области представляют собой относительно ровные участки грунта, покрытые более или менее сплошным слоем светлой пыли. Темные области, как оказалось, соответствуют участ кам поверхности, испещренным множеством кратеров и местами покрытым пылью, через которую проглядывает более темный грунт. Что же касается каналов Скиапарелли и Ловелла, то единственным намеком на них являются хаоти чески расположенные цепочки кратеров и другие естествен ные детали рельефа, которые глаз воспринимает как линии на поверхности планеты.
К 1970 г. перспектива обнаружения жизни на Марсе стала столь малореальной, что вроде бы не оставалось серьезных оснований для включения биологических вопросов в план исследовательской программы космического аппарата, кото рый предполагалось спустить на поверхность планеты в 1976 г. Однако очередной полет в 1971 г. аппаратов "Мари нер" побудил ученых решительно пересмотреть эту точку зрения. Из двух космических аппаратов, запущенных в этом году, "Маринер-9", как и планировалось, вышел на орбиту вокруг Марса и проработал там 1 1 месяцев. Самым главным его достижением было получение фотографической карты всей поверхности планеты, и, так как теперь удалось увидеть большие области, ранее не доступные наблюдению, выясни лось, что Марс представляет собой не просто новый вариант Луны, как предполагалось прежде, а является планетой со своей собственной сложной историей.
К этому заключению привели несколько удивительных открытий, сделанных при изучении новых деталей марсиан-' ской поверхности. Было обнаружено четыре гигантских не действующих вулкана, один из которых самый большой в Солнечной системе. Но наиболее пристальное внимание при изучении поверхности Марса привлекли, несомненно, много численные протоки - "русла" протяженностью до сотен кило метров, которые, по-видимому, были "вырыты" в далеком прошлом планеты текущей водой. (Эти русла не видны с Земли и не имеют никакого отношения к каналам Ловелла.) Обнаружено несколько морфологически различных типов
этих образований, но не во всех случаях их происхождение обязательно нужно объяснять текущей водой. Некоторые из них могли, например, возникнуть в результате движения ледников, а другие-потоков лавы. Тем не менее многие из них, а возможно и большинство, сформировались, по-види мому, под воздействием воды. Среди них встречаются изви листые речные русла, образующие вместе со своими прито ками типичную систему водостока. Источником воды в этих случаях мог быть лежащий под поверхностью лед (вечная мерзлота), который таял в результате нагревания, вызванно го внутренней активностью, а образовавшаяся при этом вода просачивалась на поверхность. Однако рассматриваются и другие источники воды-вплоть до дождей. Некоторые русла начинаются внезапно, имея вид очень крупных образований, как бы созданных внезапным катастрофическим наводне нием. Однако в отличие от обычных (земных) систем водо стока они часто уменьшаются в своих размерах вниз по течению. Маловероятно, что они возникли под воздействием текущей воды, хотя такая возможность не исключается полностью.
Эти русла образовались довольно давно. Судя по числу перекрывающих их ударных метеоритных кратеров, -это древние образования, в основном возраста порядка милли арда лет. Нет никаких явных доказательств, что на поверх ности Марса когда-либо существовали озера или океаны. Реки, вероятно, не впадали в моря, а, насколько можно судить по оставшимся от них следам, просто иссякали-ухо дили в грунт или испарялись.
Возможность того, что когда-го по поверхности Марса текла жидкая вода, открывала более обнадеживающие перспективы биологических исследований. Если в далеком прошлом природные условия на планете были таковы, что на ее поверхности могла существовать вода, то, возможно, возникла и жизнь. А если так, то, постепенно приспосабли ваясь к ухудшающимся условиям, жизнь на планете могла сохраниться и продолжает существовать до сих пор. Вероят ность этого, по-видимому, невелика, но в подобных вопросах априорные суждения мало что значат, пока они не проверены экспериментально. Главная цель экспедиции аппаратов "Ви кинг" заключалась именно в такой экспериментальной про верке. Об этом мы расскажем в следующей главе, наиболее важной с точки зрения поисков жизни на Марсе.
Но обнаруженные Синтоном полосы поглощения не убе дили комиссию Совета по космическим исследованиям, ко торая отметила, что "вероятность того, что эти полосы образуются в результате комбинации спектров неоргани ческих веществ, по-видимому, еще не исследована в доста точной мере". Однако относительно возможности существо вания жизни на Марсе комиссия сделала такой вывод:
В целом представленные доказательства позволяют предпо ложить существование жизни на Марсе. В частности, данные о наличии паров воды именно таковы, каких следовало ожидать для планеты, довольно сухой в настоящее время, но когда-то, вероятно, имевшей значительно больше воды на поверхности. Имеющиеся в нашем распоряжении немногочисленные факты могут свидетельствовать лишь о наличии микроорганизмов, о существовании же крупных организмов и животных, способных к передвижению, достоверных данных не получено.
Марс в действительности
Атмосферное давление
Снятие с Марса покрова таинственности, к чему мы сейчас приступаем, отражает истину, сформулированную много лет назад двумя учеными-философами Моррисом Коэном и Эрнстом Нагелем: "В общем можно сказать, что наука будет в безопасности до тех пор, пока существуют люди, которые заботятся о корректности используемых ими методов больше, чем о результатах, полученных с их по мощью".
"Деловеллизация" Марса началась с одной-единственной, но исключительной по качеству спектрограммы, полученной на Маунт-Вилсоновской обсерватории в апреле 1963 г., кото рую затем проанализировали Льюис Каплан. Гвидо Мюнх и Хайрон Спинард, сотрудники Лаборатории реактивного дви жения Калифорнийского технологического института. В спектрограмме атмосферы Марса обнаружились полосы по глощения в инфракрасной области, характерные для диокси да углерода и, впервые, для паров воды. Спектр СО^ пред ставлял особый интерес, поскольку в нем были как слабые линии поглощения, ширина которых зависит лишь от содер жания в атмосфере СО^, а не от общего атмосферного давления, так и сильные, ширина которых зависит от обоих этих параметров. Таким образом, наконец появилась воз можность рассчитать относительное содержание в атмосфе ре Марса СО^, а также общее атмосферное давление у поверхности. Самое важное заключалось в том, что атмо сферное давление теперь можно было вычислить, основы ваясь только на известных физических законах, не прибегая ни к каким искусственным допущениям, которые ставили бы под сомнение результаты всех предыдущих расчетов.
Анализ спектрограммы, сделанный Капланом. Мюнхом и Спинардом, дал неожиданный результат: атмосферное давление на Марсе оказалось намного ниже, а содержание СОд-намного выше, чем предполагалось прежде. Так, по наиболее точным оценкам этих ученых, общее атмосферное давление оказалось равным 25 мбар, а давление СО^-4 мбар, тогда как ранее они предполагались равными 85 и 2 мбар соответственно. Авторы отмечали большие погрешнос ти в своих вычислениях, обусловленные неопределенностью в результатах некоторых измерений (все расчеты производи лись на основе всего лишь одной фотографической пластин ки), но выразили надежду, что дальнейшие наблюдения позволят уточнить полученные результаты. В конечном счете было показано, что даже 25 мбар-слишком большое значе ние для атмосферного давления у поверхности Марса.
Статья Каплана, Мюнха и Спинарда, опубликованная в 1964 г., открывает "постловелловскую эру" в изучении Мар са. Большие усилия были затрачены на повторные исследо вания атмосферного давления и состава атмосферы. Это было важно не только потому, что полученные результаты интересны сами по себе, но и по той причине, что без точных данных невозможна разработка космического аппарата для посадки на планету. Когда в 1965 г. Марс в очередной раз
оказался на минимальном расстоянии от Земли, его атмо сферу тщательно исследовали в телескопы наземных обсер ваторий. а также с помощью аппарата "Маринер-4"-перво го американского космического корабля, запущенного к Марсу.
Следующую неожиданность в развернувшуюся марсиан скую эпопею принесли полные и богатые информацией результаты, полученные "Маринером-4". При этом исполь зовался метод измерения атмосферного давления, совершен но новый для исследований Марса. Прежде всего потребо вался точный расчет траектории полета космического аппа рага, которая должна была проходить таким образом, что "Маринер-4" на протяжении примерно одного часа дважды заслонялся Марсом. Приблизительно в течение 2 мин, пред шествующих действительному заходу аппарата за видимый диск планеты, радиоимпульс, посылаемый "Маринером-4" на Землю, проходил, преломляясь и искривляясь, через марсианскую атмосферу. То же самое происходило 54 мин спустя, когда космический аппарат выходил из-за диска Марса. При приеме это) о радиосигнала на Земле его прелом ление точно измерялось, а поскольку величина его зависит от плотности атмосферы, был получен полный "профиль" дав ления с внешнего края атмосферы Марса и до той точки на поверхности, где космический аппараг заходил за диск пла неты или появлялся из-за него.
Полученная таким образом величина давления оказалась удивительно низкой: 4-7 мбар в зависимости от температу ры атмосферы и реального содержания диоксида углерода (когорое к тому времени было точно известно). На Земле атмосферное давление имеет такое значение на высоте около 32 км. Сначала предполагалось, что столь низкие величины давления должны oi носиться к высоким точкам поверхности Марса, а не ко всей планете в целом. Однако от этой мысли пришлось отказаться. Начиная с 1965 г. было сделано много измерений марсианского давления, которые проводились различными методами и с разных точек наблюдения: от спектроскопических исследований с Земли всей видимой поверхности планеты до локальных измерений, осуществлен ных с помощью датчиков давления непосредственно на поверхности планеты, куда они были доставлены спус каемыми аппаратами "Викиш". Все полученные результаты хорошо согласуются в том. 410 средняя величина давления. которая может слегка варьироваться в зависимости от места и времени года, сущес'1 веппо ниже 10 мбар. Оценки, сделап
ные разными авторами, колеблюся в пределах 5-7 мбар, поэтому в качестве разумного приближения можно принять величину атмосферного давления равной 6 мбар. Давление на Равнине Эллада, одном из самых низких районов на Марсе, должно составлять примерно 8,6 мбар, а на вершине горы Олимп, самой высокой точке планеты,- около 0,5 мбар.
Состав атмосферы и полярных шапок;
Результаты, полученные с помощью аппарата "Мари нер-4", недвусмысленно свидетельствуют о том, что диоксид углерода, давление которого, по оценке Каплана, Мюнха и Спинарда, составляет на Марсе 4 мбар, должен быть глав ным, а не второстепенным компонентом марсианской атмо сферы, как считали, исходя из величины давления 85 мбар. (Впоследствии в результате полета "Викингов" было уста новлено, что содержание диоксида углерода в атмосфере Марса достигает 95%.) Кроме того, еще до полета "Викин гов" в атмосфере Марса были обнаружены пары воды (их наличие установлено по спектрам, полученным на фотоплас тинке и проанализированным Капланом и его коллегами), а также небольшие количества кислорода, озона, атомарного водорода и монооксида углерода, образовавшихся в резуль тате фотолиза из воды и диоксида углерода под действием солнечного света. Содержание паров воды в атмосфере соответствовало 14 мкм осадочной воды. Это значит, что если бы все пары воды в атмосфере планеты сконденсирова лись, то образовался бы слой воды толщиной в 14 мкм. При такой концентрации водяных паров их давление у поверх ности равно '/gooo давления диоксида углерода, т.е. 0,5 мкбар*; на поверхности Земли давление паров воды в сред нем в 10000 раз больше. Подобное несоответствие приводит к важным биологическим последствиям, о которых мы расскажем подробнее в следующих главах.
Значительная концентрация диоксида углерода в марси анской атмосфере побудила Роберта Лейтона и Брюса Мюр рея, сотрудников Калифорнийского технологического инсти тута, пересмотреть вопрос о составе полярных шапок. В 1966 г. Лейтон и Мюррей опубликовали результаты теорети
* Масса слоя воды толщиной 14 мкм равна 0,0014 г/см^. Умно жая эту величину на ускорение силы тяжести (на Марсе оно равно 373 см/с"), можно найти давление паров воды у поверхности-оно составляет 0,522 мкбар.
ческого исследования теплового баланса Марса, что позво лило им предсказать температуру на любой широте планеты в любое время года. Предполагалось, что Марс в среднем холоднее Земли, поскольку он находится дальше от Солнца, поток солнечного излучения, приходящийся на единицу его поверхности, составляет только 43% от того, что получает Земля. Кроме того, из-за разреженности марсианской атмо сферы парниковый эффект там выражен очень слабо. Изме рения, проведенные с Земли, показали, что температура на марсианском экваторе днем достигает 25"С, но ночью падает на 100 С и даже больше. Поскольку на Марсе нет океана, который мог бы смягчать подобные перепады температуры, предполагалось, что они весьма велики. Хотя температуру полярных шапок не измеряли, считалось, что она не настоль ко низка, чтобы вымерз диоксид углерода из атмосферы.
Анализ, проведенный Лейтоном и Мюрреем, показал, что зимние температуры в высоких широтах обоих полушарий Марса вполне могут опускаться ниже -128"С, т.е. точки замерзания диоксида углерода при давлении 4 мбар. Разме ры и скорость исчезновения полярных шапок, предсказывае мые при условии, что они состоят из твердого диоксида углерода, хорошо согласовались с результатами наблюдений реальных марсианских шапок. Как видим, все сказанное о Марсе не дает оснований утверждать, что марсианские по лярные шапки могли сформироваться из паров воды, хотя предполагается, что в их составе есть небольшие количества водяного льда. Поэтому Лейтон и Мюррей сделали вывод, что полярные шапки почти полностью состоят из замерзше го диоксида углерода.
Это предположение подтвердилось в 1969 г., когда к Марсу приблизились еще два космических аппарата: "Мари нер-6" и "Маринер-7". Когда "Маринер-7" проходил над южной полярной шапкой, на его борту работали два инфра красных детектора. Один из этих приборов, радиометр, измерял тепловое излучение поверхности Марса; эти данные позволяли рассчитать температуру поверхности. Другой прибор, спектрометр, регистрировал как температуру, так и спектр отраженного инфракрасного излучения, который можно было использовать для изучения химического состава полярной шапки и атмосферы планеты. Как это принято, первые научные результаты, полученные с аппаратов "Мари нер", были оглашены на пресс-конференции, состоявшейся в Лаборатории реактивного движения в Пасадене вскоре после
окончания полета: краткое сообщение для прессы по резуль татам полета "Маринера-7" было сделано 7 августа 1969 г.
От имени группы экспериментаторов, работавших с инфракрасным радиометром, Джерри Нойгебауэр из Кали форнийского технологического института сообщил, что мак симальная температура, измеренная прибором, равна -123"С (согласно более поздним оценкам, она равна - 125 С), т.е. близка к величине, предсказанной Лейтоном и Мюрреем; это хорошо согласуется со значением температу ры, рассчитанной на основе предположения, что полярная шапка состоит из замерзшего диоксида углерода. Расчетная температура зависит от давления диоксида углерода в атмо сфере: чем оно выше, тем выше температура, и наоборот. При давлении 4 мбар температура по расчетам должна равняться -128"С, в таком случае измеренная температура (-125"С) соответствует давлению диоксида углерода 6.4 мбар. Эти два набора данных близки настолько, что их можно было считать совпадающими. Совершенно другой результат получила группа ученых во 1лаве с Джорджем Пайментелом из Калифорнийского университета в Беркли. работавшая с инфракрасным спектрометром. Их данные прежде всего говорили о том. что температура кромки полярной ледяной шапки слишком высока для замерзшего диоксида углерода, откуда исследователи сделали вывод, что по крайней мере кромка состоит из водяного льда. Кроме того, спектрометр зарегистрировал над кромкой шапки (но не над основным ее телом) присутствие газообразного мета на и аммиака. Наличие богатых водородом газов на планете. имеющей столь высокоокисленную атмосферу, вызывало удивление, поэтому было высказано предположение, что там происходят какие-то необычные химические процессы. В итоге эта группа исследователей сделала вывод, что у пери ферии полярной шапки имеется обводненная зона. пригодная для жизни, а метан и аммиак, возможно, являются продукта ми биологической деятельности.
Это было воспринято как новое свидетельство в пользу существования жизни на Марсе, и на следующий день о нем сообщалось по всему миру. Как писала по этому поводу газета "Нью-Йорк тайме", "у ученых и журналистов пере хватило дыхание". Не мелькнула ли в этот момент перед ними тень Персиваля Ловелла? Или обманчивый образ Марса опять вводит в заблуждение свои многочисленные жертвы? Как бы то ни было. вскоре все недоразумения разрешились: спектрометрическая лабораторная проверка
показала, что поглощение, прежде приписываемое метану и аммиаку, может быть обусловлено также твердым диокси дом углерода. Другой результат-более высокая, чем пред полагалось ранее, температура кромки полярной шапки.-не сомненно означал, что когда космический аппарат двигался по направлению к полярной шапке, в поле зрения его бортового спектрометра попали какие-то участки обнаженного откры того грунта и скал. Естественно, скалы и грунт имеют более высокую температуру, чем сама ледяная шапка. Биологиче ское объяснение было забыто, и сегодня спектрометрические данные стали одним из убедительных свидетельств того, что полярные шапки Марса состоят из диоксида углерода.
Темные области
Когда окончательно выяснилось, что сезонно изменя ющиеся полярные шапки Марса состоят не из водяного льда. а из замерзшего диоксида углерода, ученым пришлось отка заться от прежнего убеждения, что "полярные моря" и другие подобные явления связаны с сезонными перемещения ми воды от одного полюса планеты к другому, как считал Ловелл. Если полярные шапки сформированы из постоянно присутствующего в атмосфере диоксида углерода, а не из паров воды, перемещающихся над поверхностью Марса, то каким образом можно объяснить их сезонные изменения?
Наблюдения с помощью телескопов, проведенные уже после смерти Ловелла, в общих чертах подтвердили данное им описание поверхности планеты. Темная кайма вокруг исчезающей полярной шапки, очевидно, действительно су ществует, так же как повышается контрастность светлых и темных областей планеты в летнее время. Более проблема тично выглядела волна потемнения, но к 1962 г. несколько наблюдателей подтвердили ее наличие, и при этом оказа лось, что действительно существует некоторая корреляция между местоположением (широтой) той или иной области поверхности и временем его потемнения или посветления, хотя эта корреляция не столь очевидна, как утверждал Ловелл. Однако в наше время это явление объясняют совер шенно иначе. По причинам, о которых мы расскажем в следующей главе, полярная темная кайма не может состоять из жидкой воды. Истинная ее природа точно неизвестна, но, по-видимому, она обусловлена либо действием сезонных ветров, сдувающих пыль с поверхности, либо оптическим эффектом, вызванным наличием зеркального слоя твердого
диоксида углерода, о котором говорилось выше. Не исклю чено также, что этот слой состоит из гидрата диоксида углерода, СОд-бНдО, на возможное присутствие которого в марсианской полярной шапке указывали Стэнли Миллер и Уильям Смит. Это соединение может образовать слой, лежащий на границе раздела стабильной части шапки, со стоящей из водяного льда, и ее сезонно изменяющейся части, сформированной из твердой углекислоты СОд.
В настоящее время изменения в темных областях принято связывать с перераспределением пыли, вызванным сезонны ми ветрами, которые в большей или меньшей степени обна жают более темную почву. Однако некоторые ученые счита ют, что наблюдаемые сезонные изменения в окраске поверх ности Марса вызваны просветлением светлых областей, а не потемнением темных. Хотя это явление имеет вид волны, распространяющейся по поверхности планеты, до сих пор не ясно, обусловлено ли оно оптическим эффектом, возникаю щим из-за изменения освещенности и углов наблюдения, или какими-то другими процессами.
Без сомнения, самым убедительным доказательством в пользу существования жизни на Марсе считались получен ные Синтоном спектры с ярко выраженными полосами поглощения. Эти спектральные характеристики были заре гистрированы с помощью современных надежных методов, и, казалось бы, их явная взаимосвязь с сезонными измене ниями темных областей делала маловероятным какое-либо иное объяснение. Хотя консультативная комиссия НАСА предостерегала против интерпретации синтоновских полос поглощения исключительно на основе биологических явле ний. не было предложено каких-либо объяснений, связы вающих наблюдаемое поглощение света с неорганическими веществами. Напротив, в единственном опубликованном до 1965 г. сообщении, где была предпринята попытка более четко проследить эту взаимосвязь, высказывалось предполо жение, что эти полосы поглощения обусловлены наличием на Марсе такого органического соединения, как ацетальдегид. В 1965 г. сотрудники Калифорнийского университета в Беркли Джеймс Ширк, Уильям Хейзелтайн и Джордж Пайментел продемонстрировали, что указанное поглощение лучше объясняется наличием в атмосфере Марса тяжелой воды HDO (в молекуле которой один атом водорода заменен атомом дейтерия), а не органическим веществом. Вскоре после этого в статье Доналда Риа, Брайена 0'Лири и Синтона из Калифорнийского университета в Беркли и из
Ловелловской обсерватории были представлены убедитель ные доказательства того, что тяжелая вода, о которой шла речь, присутствует не в марсианской, а в земной атмосфере. (Дейтерий составляет 0,02% концентрации земного водоро да.) Выяснилось, что трудности, возникающие при проведе нии спектроскопических исследований небольших участков марсианской поверхности, привели к тому, что Синтон неправильно интерпретировал полосы поглощения в спект рах, приписав их действию темных областей поверхности. Таким образом, больше не было оснований считать, что темные области на поверхности Марса отличаются от свет лых содержанием в них органического вещества.
Полет "Маринера-9" и представления о Марсе до полета "Викинга"
Отныне старые, ловелловские представления о Марсе начали быстро разрушаться, и к 1969 г. от них полностью отказались. Из суровой, но тем не менее чем-то напоми нающей Землю планеты Марс превратился в негостеприим ный, безжизненный мир, скорее похожий на Луну. Оказалось, что этот "новый" Марс имеет разреженную атмосферу. состоящую преимущественно из диоксида углерода, которая, очень слабо поглощая солнечное ультрафиолетовое излуче ние, не способна защитить от его разрушающего действия поверхность планеты. Безуспешными оказались и все попыт ки обнаружить здесь такой жизненно необходимый элемент, как азот-газ, наиболее распространенный в земной атмосфе ре, который, согласно представлениям Ловелла, должен был составлять основную массу атмосферы Марса. Только те перь удалось установить, что содержание азота в ней не превышает 5%; не исключено, что планета вообще лишена этого газа. С биологической точки зрения наиболее страш ной кажется высокая сухость Марса: низкое атмосферное давление у поверхности означает, что вода не может сущест вовать на ней в жидкой фазе-только в виде льда или пара.
Телевизионные изображения планеты, переданные на Землю аппаратами "Маринер-4", "Маринер-6" и "Мари пер-7", поразили исследователей не меньше, чем результаты по изучению атмосферы. Марс больше напоминал Луну, чем планету, подобную Земле. При ближейшем рассмотрении практически исчезло даже различие в цвете отдельных облас
тей поверхности и стало невозможно обнаружить связь между морфологией поверхности и ее расцветкой. Даже границы между ставшими уже классическими светлыми и темными областями, казалось бы, столь отчетливые при наблюдении с Земли, были невидимы на фотографиях, кото рые показывали Марс более детально, чем его когда-либо удавалось рассмотреть прежде. Выяснилось, что светлые области представляют собой относительно ровные участки грунта, покрытые более или менее сплошным слоем светлой пыли. Темные области, как оказалось, соответствуют участ кам поверхности, испещренным множеством кратеров и местами покрытым пылью, через которую проглядывает более темный грунт. Что же касается каналов Скиапарелли и Ловелла, то единственным намеком на них являются хаоти чески расположенные цепочки кратеров и другие естествен ные детали рельефа, которые глаз воспринимает как линии на поверхности планеты.
К 1970 г. перспектива обнаружения жизни на Марсе стала столь малореальной, что вроде бы не оставалось серьезных оснований для включения биологических вопросов в план исследовательской программы космического аппарата, кото рый предполагалось спустить на поверхность планеты в 1976 г. Однако очередной полет в 1971 г. аппаратов "Мари нер" побудил ученых решительно пересмотреть эту точку зрения. Из двух космических аппаратов, запущенных в этом году, "Маринер-9", как и планировалось, вышел на орбиту вокруг Марса и проработал там 1 1 месяцев. Самым главным его достижением было получение фотографической карты всей поверхности планеты, и, так как теперь удалось увидеть большие области, ранее не доступные наблюдению, выясни лось, что Марс представляет собой не просто новый вариант Луны, как предполагалось прежде, а является планетой со своей собственной сложной историей.
К этому заключению привели несколько удивительных открытий, сделанных при изучении новых деталей марсиан-' ской поверхности. Было обнаружено четыре гигантских не действующих вулкана, один из которых самый большой в Солнечной системе. Но наиболее пристальное внимание при изучении поверхности Марса привлекли, несомненно, много численные протоки - "русла" протяженностью до сотен кило метров, которые, по-видимому, были "вырыты" в далеком прошлом планеты текущей водой. (Эти русла не видны с Земли и не имеют никакого отношения к каналам Ловелла.) Обнаружено несколько морфологически различных типов
этих образований, но не во всех случаях их происхождение обязательно нужно объяснять текущей водой. Некоторые из них могли, например, возникнуть в результате движения ледников, а другие-потоков лавы. Тем не менее многие из них, а возможно и большинство, сформировались, по-види мому, под воздействием воды. Среди них встречаются изви листые речные русла, образующие вместе со своими прито ками типичную систему водостока. Источником воды в этих случаях мог быть лежащий под поверхностью лед (вечная мерзлота), который таял в результате нагревания, вызванно го внутренней активностью, а образовавшаяся при этом вода просачивалась на поверхность. Однако рассматриваются и другие источники воды-вплоть до дождей. Некоторые русла начинаются внезапно, имея вид очень крупных образований, как бы созданных внезапным катастрофическим наводне нием. Однако в отличие от обычных (земных) систем водо стока они часто уменьшаются в своих размерах вниз по течению. Маловероятно, что они возникли под воздействием текущей воды, хотя такая возможность не исключается полностью.
Эти русла образовались довольно давно. Судя по числу перекрывающих их ударных метеоритных кратеров, -это древние образования, в основном возраста порядка милли арда лет. Нет никаких явных доказательств, что на поверх ности Марса когда-либо существовали озера или океаны. Реки, вероятно, не впадали в моря, а, насколько можно судить по оставшимся от них следам, просто иссякали-ухо дили в грунт или испарялись.
Возможность того, что когда-го по поверхности Марса текла жидкая вода, открывала более обнадеживающие перспективы биологических исследований. Если в далеком прошлом природные условия на планете были таковы, что на ее поверхности могла существовать вода, то, возможно, возникла и жизнь. А если так, то, постепенно приспосабли ваясь к ухудшающимся условиям, жизнь на планете могла сохраниться и продолжает существовать до сих пор. Вероят ность этого, по-видимому, невелика, но в подобных вопросах априорные суждения мало что значат, пока они не проверены экспериментально. Главная цель экспедиции аппаратов "Ви кинг" заключалась именно в такой экспериментальной про верке. Об этом мы расскажем в следующей главе, наиболее важной с точки зрения поисков жизни на Марсе.