На «дальних» снимках Марса, сделанных с расстояния около 1,5 млн. км., некоторые из знаменитых марсианских «каналов» видны так, как при лучших наблюдениях с Земли. На «близких» снимках (с расстояния 4 –3,5 тыс. км.) на месте широкого и темного канала Агатадемон оказался слегка изогнутый горный кряж шириной 160 км. и длиной около 1100 км. без отчетливо видимы краев. В результате анализа снимков оказалось, что это широкий, слегка изогнутый кряж, испещренный кратерами и ущельями, напоминающими край гигантского кратера. На фотоснимке, сделанном АМС «Маринер - 9», ровное плато (рис.1) прорезано крупным тектоническим рвом, который в земные телескопы также мог быть принят за канал.
Атмосфера Марса.
Исследование газовой оболочки Марса составляет весьма трудную задачу, в разрешении которой после долгого периода неудач и ошибок лишь недавно наметились некоторые успехи. До полета АМС к Марсу были построены многие модели его атмосферы. Большинство их основывалось на предположении, что его атмосфера – это аналог земной. И несмотря на то, что спектроскопически в составе марсианской атмосферы к 1956 году был обнаружен лишь углекислый газ, большинство астрономов склонялось к мнению, что основа атмосферы Марса – азот с незначительными примесями углекислого газа, кислород и водяных паров.
Во время противостояния Марса в 1963 году в его атмосфере были впервые обнаружены следы водяных паров, а также установлено обилие СО2 и определено давление у поверхности, которое оказалось примерно равным 20 миллибарам. С помощью спектрального метода установлено небольшое содержание кислорода и озона, а также незначительное количество водяных паров. Для астрономов это было сенсацией. Ведь азот в атмосфере порождается в основном за счет извержения вулканов, а отсутствие его в атмосфере Марса может означать и отсутствие вулканической деятельности.
Вторая космическая скорость для Марса сравнительно невелика – 5 километров в секунду. Из – за этого он не может удержать легкие газы и имеет весьма разряженную атмосферу, которая очень прозрачна. На высотах от 1 до 30 км. наблюдается синяя дымка толщиной около 20 км. По – видимому, слой дымки возник вследствие образования окислов под воздействием ультрафиолетового излучения Солнца. Кроме того, в марсианской атмосфере замечены желтые облака, движущиеся со скоростью 10-40 метров в секунду, которые считают пылевыми бурями. Они значительно ухудшают видимость поверхности Марса. Незначительная, по сравнению с земной, сила тяжести на Марсе влечет за собой одну весьма существенную особенность в строении марсианской атмосферы. С поднятием на высоту ее плотность снижается гораздо медленнее, чем земной. Так, например, в земной атмосфере давление в одну десятую от имеющего места у поверхности наблюдается на высоте 16-17 км., а на Марсе десятикратное уменьшение давления будет иметь место только на высоте порядка 40 км. Это ведет к тому, что уже на этой высоте над поверхностью планеты давление будет таким же, как и в атмосфере Земли на той же высоте. Вычисления показывают, что значения плотности атмосферы Земли и Марса на высоте порядка 40 км. сравняются, а на еще больших высотах давление в атмосфере Марса будет превосходить земное. Это различие приводит к тому, что в марсианской атмосфере метеоры загораются на высоте порядка 200-250 км., а в земной – на высоте 120-150 км. Однако для космических аппаратов, входящих в атмосферу Марса, опасность сильного разогрева корпуса меньше, чем при входе в земную атмосферу, ввиду меньшего на Марсе ускоряющего притяжения. По той же причине и марсианские пылевые буре, которые астрономы неоднократно наблюдали, должны бать более мощными, чем земные, поскольку огромные массы пылеобразного вещества род воздействием ветра, быстро поднявшись вверх, удерживаются там в течение длительного времени. Это наглядно подтвердили исследования планеты в Марс в период его великого противостояния в 1971 году. Вот что по этому вопросу указывает председатель комиссии по физике планет Астрономического Совета Академии наук СССР профессор И. К. Коваль. Во второй половине сентября прозрачность атмосферы Марса резко уменьшалась из – за поднявшейся пыльной бури, которая в течение нескольких дней скрывала темные образования поверхности почти на всем видимом диске. Но чем она вызвана? Действием вулканов или потоком метеорных частиц, врывающихся в атмосферу Марса? Такие явления не могут затмить диск планеты. На правильном пути, очевидно, те ученые, которые полагают, что это связано со штормами. Ветры там сильнее, они превышают скорость потоков воздуха на Земле и способны сдувать с поверхности планеты мелкие частицы, унося их на большие высоты. С сильной запыленностью атмосферы планеты ученые встречались и при других великих противостояниях (1924, 1939 и 1956 гг.). особенно сильные помутнения наблюдались во время великого противостояния в 1956 году, когда коэффициент прозрачности атмосферы уменьшился в три раза и было отмечено даже полное исчезновение южной полярной шапки.
Когда станции «Марс - 2» и «Марс - 3» вышли на орбиту вокруг Марса, на нем бушевала пылевая буря. Два месяца вся планета была закрыта плотными облаками пыли, поднятой с поверхности. Пылевая буря значительно осложнила фотографирование планеты и некоторые научные измерения. Однако изображения диска Марса, полученные с помощью фотоаппаратуры, существенно дополнили информацию о Марсе. Впервые сфотографирован Марс в фазах, не наблюдаемых с Земли. Переданные с борта станции изображения дополнили информацию о поверхности, структуре атмосферы и фигуры планеты. Проведенные измерения показали, что высота этих облаков составляет около 10 км. над средним уровнем поверхности. Над более высокими областями слой облаков был тоньше, над низкими – толще. Пылевые бури на Марсе – мощное и пока еще загадочное явление. Обычно прозрачная атмосфера Марса вдруг в течение нескольких дней становится почти столь же непрозрачной для видимого излучения, как облачная атмосфера Венеры. Но прозрачность улучшается, как показали измерения, по мере увеличения длины волны. Это указывает на значительную долю очень мелких пылевых частиц (размером около одного микрона) в облаках. Такие частицы должны оседать очень медленно, что согласуется с общей продолжительностью пылевой бури. Однако снимки «Маринер - 9» показывали быстрое увеличение прозрачности в конце декабря. Оно было неполным, но а десять суток видимость существенно улучшилась. Чтобы это объяснить, надо предположить в облаках некоторую долю быстро оседающих частиц сравнительно большого размера. В общем в марсианских облаках в период бури, видимо, содержались частицы разных размеров, причем соотношение их менялось во времени. Многие данные указывают так или иначе на увеличение прозрачности с длиной волны. Такие облака должны охлаждать поверхность и увеличивать температуру атмосферы, что в действительности и наблюдалось. Создавался своего рода «антипарниковый эффект», противоположный ситуации на Венере, где атмосфера разогревается благодаря ее непрозрачности для инфракрасных лучей.
В чем же состоит причина, порождающая столь сильные ветры? Атмосфера Марса, как уже говорилось, очень разряжена и прозрачна. Днем Солнце сильно нагревает поверхность планеты, а ночью Марс быстро остывает. Эти резкие перепады температур приводят к большому перепаду давлений, что и вызывает столь сильные ветры, что по сравнению с ними земные бури можно считать легким бризом. Это одна сторона ответа на вопрос.
Другая причина, вероятно, состоит в том, что во время великих противостояний Марса планета находится перигелии своей орбиты, поэтому Солнце сильнее нагревает марсианскую поверхность, а стало быть, перепад температур намного больше, чем в другие периоды противостояний.
Наблюдаемые облака в атмосфере Марса разделяются на желтые, синие и белые. Желтые облака появляются в нижних слоях атмосферы на высоте примерно 5 км. и ниже. Они состоят, вероятно, из мелкой пыли, например из частиц гидрата железа.
Синие облака (фиолетовая дымка) наблюдается на больших высотах, вблизи линии терминатора, на утреннем и вечернем краях диска. Учитывая химический состав атмосферы и наиболее вероятный ход изменения температуры и давления с высотой, можно предположить, что эти облака образуют кристаллики льда.
Белые облака, по-видимому, имеют ту же природу, что и синие, но состоят из более крупных кристалликов льда. Эти облака нередко располагаются над светлыми районами, вблизи их границ с темными районами.
В циркуляции атмосферы преобладают ламинарные течения. Весной направление движения облаков преимущественно западное, а летом – восточное. Весной образование облаков связано с таянием полярных шапок, летом – с процессами в темных областях. Часто наблюдаются утренние и вечерние туманы небольшой плотности.
Измерения инфракрасными спектрометрами в диапазоне отраженного (1,9 – 6 мкм.) и собственного (4 – 14,7 мкм.) излучения планеты позволили получить некоторые сведения о составе нижней атмосферы Марса. В частности, зарегистрированы полосы поглощения твердой углекислоты и льда. Учитывая данные температурных измерений, можно предположить, что в экваториальных областях кристаллы льда в виде тумана находятся в атмосфере, а углекислота – на поверхности в полярных областях. Инфракрасный радиометр «Маринера - 7» зарегистрировал у южной полярной шапки минимальную температуру –160° С, а среднюю – 118° С, что примерно соответствует температуре замерзания углекислоты при том атмосферном давлении, которое существует у поверхности Марса. Методом радиопросвечивания удалось установить давление атмосферы у поверхности в различных областях. Так, при заходе «Маринера - 6» за диск планеты радиопросвечивание показало, что атмосферное давление у поверхности, в области меридиана Синус, составляет 6,5 мбар.