О НЕКОТОРЫХ СВОЙСТВАХ АТМОСФЕРЫ МАРСА ПО СПЕКТРОФОТОМЕТРИЧЕСКИМ НАБЛЮДЕНИЯМ 1956 ГОДА

В сентябре 1956 г. наблюдалось резкое уменьшение контраста деталей поверхности Марса при малом изменении общего цвета планеты. Отсюда сделан вывод, что помутнение атмосферы Марса произошло только в самых нижних слоях без существенных изменений общих оптических свойств атмосферы. Изучение спектрограмм полярной шапки, наблюдавшейся во второй половине сентября и в начале октября 1956 г., показало, что эта полярная шапка представляла собой атмосферное образование. Полярная шапка образуется сгущением тех же частиц, которые создают обычное рассеяние в верхних слоях атмосферы Марса.

В сентябре и октябре 1956 г. близ великого противостояния Марса автором этой работы совместно с астрономами Харьковской обсерватории В. И. Езерским и А. Т. Чекирда был получен ряд спектрограмм поверхности Марса. Эти спектрограммы были сняты на 1220-мм рефлекторе Крымской астрофизической обсерватории при помощи спектрографа с камерой, дающей линейную дисперсию около 23 А у Н7. При ширине щели 0,05 мм на пластинках 11 ford НРЗ снимки получались с экспозициями: 1 мин, 5 мин и полчаса, чтобы иметь нормальные плотности по всему спектру (6600—4000 А). По возможности ближе к моменту наблюдений Марса снимался спектр Солнца на высоте Марса с той же аппаратурой и на тех же пластинках.

При наблюдениях Солнца большое зеркало рефлектора закрывалось диафрагмой с 20 отверстиями диаметром 4 мм, расположенными равномерно по всей поверхности зеркала. Снимки Солнца получались с экспозициями от 0,2 до 3 с, а фотометрическая шкала — с экспозицией около 5 мин.

Характерной особенностью противостояния 1956 г. была исключительно слабая видимость деталей на поверхности Марса. Даже такое темное море, как Syrtis Major, было едва различимо при наблюдениях на центральном меридиане в первых числах сентября. Результаты измерений в различных длинах волн яркостей Syrtis Major и прилегающего материка 7 сентября 1956 г. по отношению к яркости Солнца представлены на фиг. 1. На этой фигуре по оси ординат отложены десятичные логарифмы яркости деталей Марса по отношению к яркости Солнца. Как видно из фиг. 1, наибольший контраст материк— море в красных лучах составляет всего лишь 15 %. Интересно отметить, что в 1954 г. по нашим измерениям Syrtis Alajor в красных лучах было вдвое слабее материка, причем

контраст постепенно убывал до нуля в фиолетовой части спектра [1]. Это постепенное уменьшение контраста, как подробно' разобрано в цитированной работе, объясняется действием атмосферной дымки при сильном поглощении коротковолнового излучения. Действительно, обозначим через /(/.) и 7i (я) собственные отражательные способности материка и моря. Тогда

наблюдаемые альбедо материка и моря/(я) и/, (я) получатся умножением собственных альбедо на экспоненциальные множители ослабления света при двойном прохождении атмосферы и прибавлением отражательной способности атмосферы А (я):

где тх — сумма оптических глубин рассеяния и истинного поглощения:

Ограничиваясь рассеянием только первого порядка, что вполне допустимо для атмосферы с большим поглощением, легко получить выражение для А (я) через коэффициенты рассеяния ;СТ И ИСТИННОГО ПОГЛОЩЕНИЯ "л\

Из формулы (1) видно, что при больших оптических глубинах контраст деталей должен совершенно исчезнуть и будет виден только свет, отраженный атмосферой. Поэтому приходится заключить, что в фиолетовых лучах тя,>1. Но в фиолетовых лучах альбедо Марса очень мало — порядка 0,06. Из формулы (3) следует, что х/ю = 9, следовательно, атмосфера Марса обладает большим истинным поглощением в фиолетовых лучах.   Поверхность  любого  цвета,   рассматриваемая через

такую атмосферу, будет казаться красной. Поэтому красный цвет Марса определяется свойствами его атмосферы.

Резкое уменьшение контраста деталей на Марсе в 1956 г. в сравнении с 1954 г. указывает на сильные изменения свойств атмосферы Марса. Так как цвет Марса определяется его атмосферой, то можно было бы ожидать больших изменений в окраске Марса. Однако, хотя Марс и казался в 1956 г. несколь ко белее обычного, больших изменений в цвете не произошло. Из этого обстоятельства может быть сделан следующий вывод. Резкое усиление атмосферной дымки, скрывшей детали поверхности Марса, произошло лишь в самых нижних слоях атмосферы. Цвет же Марса определяется поглощающим слоем, расположенным выше. Этот слой и придает красную окраску поверхности любого цвета, расположенной ниже. Таким образом, малая контрастность деталей на Марсе в 1956 г. объясняется сильной запыленностью самых нижних слоев атмосферы — скорее всего пылевыми бурями.

Во второй половине сентября и в начале октября наиболее заметной деталью на диске Марса была южная полярная шапка. Несмотря на малый размер шапки (меньше 2"), при хороших изображениях, удалось получить вполне удовлетворительные спектрограммы. На фиг. 2 представлены результаты фотометрических измерений спектров полярной шапки и прилегающей поверхности Марса, полученных 4 октября 1956 г. Сразу бросается в глаза обратный ход контрастов на фиг. 1 и 2. Для всякой детали на поверхности Марса контраст должен уменьшаться с уменьшением длины волны. Это означает, что полярная шапка не лежала на поверхности Марса, а в основном представляла собой образование в атмосфере. Действительно, напишем уравнения (1) для случая одинаковых участков планеты, но с разными свойствами атмосферы. Пусть Л (я)—отражательная способность обычной атмосферы и А{ (л)_ — отражательная способность атмосферы в области полярной шапки. Тогда

где 1\(Х)—видимая отражательная способность полярной шапки. Из формулы (4) видно, что для атмосферного образования наибольший контраст должен быть при т, ti>1, т. е. в фиолетовых лучах, и почти исчезать при т, Ti 0, т. е. в красных лучах, когда начинает просвечивать поверхность. Получается ход контраста, обратный обычному для поверхностных образований и соответствующий фиг. 2.

Согласно фиг. 2 наибольший контраст полярная шапка — материк составляет только 25 %■ Вместе с тем при непосредственных наблюдениях планеты видно, что полярная шапка по крайней мере вдвое ярче окружающей поверхности. Поэтому малый контраст, полученный на спектрограммах, следует отнести за счет дрожаний изображений. Можно надеяться, что это замывание спектра полярной шапки не повлияет на правильность некоторых общих заключений.

Тщательное сравнение спектра полярной шапки со спектрами соседних областей Марса и спектром Солнца не показало каких-либо особенностей, отличающих полярную шапку. Как видно из фиг. 2, общий ход распределения энергии в спектре полярной шапки тоже во всех подробностях похож на ход распределения энергии в спектре материка. Горб на этих кривых около 5000—5200 а является характерной особенностью всех деталей Марса (см. фиг. 2). Исследование спектральных кривых моря и материка, выполненное нами по снимкам 1954 г.,. показало, что этот горб кривых связан с максимумом отражательной способности атмосферы А (X) и оптической глубины л около 5200 а [1]. Максимальное значение А(Х) оказалось равным 0,076, в то время как в фиолетовых лучах а (я)=0,042. Из формулы (4) следует, что при значительных (т, xi)

Вычисляя теперь по кривым фиг. 2 Д/=2,3 /Alg/, находим, что функция УАЛ(Я)£ёА/ имеет максимум около 5000—5100 А, т. е. приблизительно там, где расположен и максимум А(Х). Принимая для альбедо Марса в этих лучах значение /=0,15 (визуальное альбедо), получаем максимальное значение ДЛ = 0,035 и ДЛ/Л=0,46. В фиолетовых же лучах ДЛ=0,016 и ДЛ/Л=0,38. Таким образом, отношения ДЛ/Л и, вероятно, Аа/а не могут сильно зависеть от длины волны.

К сожалению, более точное доказательство независимости от длины еолны отношения Аа/а в настоящее время едва ли возможно из-за отсутствия надежных определений xj, в атмосфере Марса. Однако уже и приблизительное постоянство отношения ДЛ/Л позволяет сделать существенное заключение о природе полярной шапки. Полярная шапка представляет собой сгущение тех же рассеивающих частиц, которые существуют всегда в атмосфере Марса и создают атмосферную дымку. Эти частицы  должны  находиться   в  верхних   слоях атмосферы

Марса, где происходит истинное поглощение коротковолнового излучения, и выше этого слоя. Действительно, распределение яркости по диску Марса в коротковолновых лучах (при т> 1) показывает не только отсутствие потемнения к краю диска, но даже некоторое повышение яркости к краю. Последнее обстоятельство будет в том случае, когда рассеивающий слой расположен выше поглощающего слоя. Сгущение рассеивающих частиц верхних слоев атмосферы Марса в полярных областях планеты показывает, что образованию этих частиц способствует понижение температуры. Интересно, что в первых числах октября 1956 г. на вечернем крае Марса неоднократно наблюдалось сильное повышение яркости. Полученные спектры этого края показывают ход распределения энергии, вполне соответствующий ходу распределения энергии полярной шапки. Таким образом, полярная шапка и вечерние образования в атмосфере Марса имеют общую природу. Скорее всего, они состоят из микроскопических ледяных кристаллов наподобие изморози в атмосфере наших полярных стран. Разумеется, при некоторых условиях эти кристаллы могут выпадать на поверхность планеты. Тогда полярная шапка, не будучи только атмосферным образованием, должна хорошо различаться в красных и инфракрасных лучах.

Указатель литературы

1 Козырев  Н. а. Объяснение цвета Марса спектральными свойствами его атмосферы//Изв. Крымск. астрофиз. обсерв. 1955. Т. 15. С. 147—152.