Поиски жизни в Солнечной системе

Эпиграф перед началом этой главы взят из книги сотруд ника Ловелла и отражает состояние вопроса на 1962 г. Оптимизм, который сквозит в заявлении Слайфера, в 1962 г. был действительно оправдан. К сожалению, полученные вскоре новые результаты покажут его необоснованность и позволят отнести нарисованную Ловеллом картину планеты с прорытыми марсианами каналами или без оных к области чистой фантазии. За несколько лет научные представления о планете в корне изменятся. Возвышению и падению в наши дни представлений Ловелла о Марсе посвящена остальная часть этой главы.

Марс до 1963 г.- представления Ловелла

Полярные шапки

Увеличение и уменьшение полярных шапок Марса зем ные наблюдатели считали доказательством наличия на этой планете атмосферы, но ее качественный и количественный состав долгое время оставался неизвестным. Диоксид угле рода, который, как мы теперь знаем, является основной составляющей марсианской атмосферы, впервые был обна ружен на Марсе в 1947 г. известным американским астроно мом, голландцем по происхождению, Джерардом П. Кюйпе ром (1905-1973). В своем исследовании Кюйпер воспользо вался методом инфракрасной спектроскопии. При спектро скопическом изучении планет солнечный свет, отраженный планетой, собирается телескопом, а затем с помощью приз мы или решетки разлагается в характеристический спектр, в данном случае-в спектр инфракрасного излучения. Далее полученный спектр сравнивают с аналогичным спектром, например Луны или, в зависимости от необходимости, дру гой части той же планеты. Различные соединения поглощают свет разных длин волн, что делает возможным их химиче скую идентификацию. Сравнивая спектр планеты, имеющей атмосферу, со спектром Луны, у которой атмосфера отсутст вует, и учитывая при этом поглощение света в земной атмосфере, можно получить истинный спектр исследуемой атмосферы. Поскольку количество поглощенной энергии за висит от массы поглощающего вещества, такой спектр несет не только качественную, но и количественную информацию. Таким образом, по спектру можно не только установить, какой газ находится на пути света, поглощая его, но и определить концентрацию этого газа.

Область длин волн, лежащая за красным концом видимо го спектра, называется инфракрасным (ИК-) излучением. В этой спектральной области находятся линии поглощения многих химических соединений. Сопоставив спектр отражен ного ИК-излучения Марса с аналогичным спектром Луны, Кюйпер обнаружил, что в марсианском спектре ослаблены линии, соответствующие некоторым длинам волн вблизи 1,6 мкм (микрон: 1 мкм = 10-" м). Известно, что эта об ласть длин волн соответствует полосе поглощения диоксида углерода. Кюйпер оценил, что количество СО^ над исследуе мой областью марсианской поверхности в два раза больше, чем над такой же (по площади) областью Земли. Исходя из

этого, он вычислил, какое давление создает на Марсе диок сид углерода, приняв во внимание, что сила тяготения на этой планете слабее, чем на Земле. Он получил, что атмо сферное давление на Марсе равно 0,26 мм Hg (ртутного столба), или 0,35 мбар*. Кюйпер ошибся: его результат оказался примерно в 16 раз ниже истинного значения. Эта ошибка имела важные последствия, так как позволила Кюй перу утверждать, что полярные шапки на Марсе не могут состоять из замерзшего диоксида углерода (сухого льда). Если бы давление диоксида углерода было столь низким, как следовало из расчетов Кюйпсра, то для вымораживания этого газа из атмосферы потребовалась бы нереально низкая температура. Несколькими годами позже выяснилось, что Кюйпер неправильно рассчитал давление СО^: однако это открытие не повлияло на общий ход событий.

Единственным другим веществом, из которого могли бы состоять марсианские полярные шапки, является вода в замерзшем состоянии: лед, снег или иней: однако поиски в атмосфере Марса паров воды. предпринятые различными астрономами, оказались безуспешными. Поэтому Кюйпер продолжал изучать северную полярную шапку непосредст венно методом ИК-спектроскопии. Вследствие малых разме ров шапки анализ результатов наблюдений вызывал нема лые трудности, по, видоизменяя спектрометр так, чтобы повысить его чувствительность, и многократно повторяя наблюдения, Кюйпер в конце концов убедил себя в том. что "марсианские полярные шапки состоят не из СОд, а почти несомненно из Н^О, замерзшей при низкой температуре". Нота осторожности, звучащая во второй части этого заклю чения, связана с тем, что спектр отражения марсианской полярной шапки не полностью соответствовал спектру зем ного снега, полученному Кюйпером.

Здесь он опять ошибся: меняющиеся в зависимости от сезона части шапок действительно образованы из замерзше го диоксида углерода, а не из воды. но эту ошибку обнаружи ли лишь почти через 20 лет. Напротив, неправильный вывод Кюйпера, казалось бы. подтверждался результатами Одуэна Дольфуса из Парижской обсерватории, который использо вал другой метод, основанный на поляризации отраженного света. Обычный неполяризованный солнечный свет представ