За два столетия, прошедшие от наблюдений Кассини до работ итальянского астронома-наблюдателя Джованни Скиапарелли, кто не только не наблюдал и не зарисовывал Марс! Среди них был и творец звёздной астрономии Вильям Гершель, и наблюдатель планет Иероним Шретер, и один из основоположников астроспектроскопии Анджело Секки. На основе этих наблюдений были составлены первые карты Марса и установлено, что на диске планеты можно наблюдать три типа областей: обширные желтовато-оранжнвые пространства, получившие название материков, тёмные серовато-голубыепятна, условно названные морями, и ярко-белые пятна у полюсов, получившие названия полярных шапок.

Ещё В. Гершель в 1784 г. обратил внимание на периодические изменения размеров полярных шапок, совпадавшие со сменой сезонов на планете. Гершель сделал вывод, что весной и летом полярные шапки тают, словно они состоят из снега или льда. Белый цвет шапок создавал аналогию с земными снегами полярных стран. Для той эпохи этого было достаточно для такого вывода.

Оранжевый цвет материков наводил на сравнение с земными пустынями. Что касается морей, то первое время астрономы допускали, что это настоящие моря, наполненные водой.

В науке укрепилась система познаний, предложенная итальянским астрономом Джованни Скиапарелли, работавшим в последней четверти 19 века. Скиапарелли выделил следующие типы тёмных деталей на Марсе: собственно моря,обозначавшиеся латинским термином Mare, заливы (Sinus), озёра (Lacus), болота (Palus), низины(Depressio), мысы (Promontorium), проливы (Fretum), источники (Fons), и области (Regio). Так появились на карте Марса столь привычные для каждого астронома-планетчика и необычные для широкого круга людей названия, как Solis Lacus (Озеро солнца), Mare Sirenium (Море Сирен), Sinus Meridiani (Средний Залив), Deucalionis Regio (Область Девкалиона), Pandorae Fretum (пролив Пандоры), Oxia Palus (Кислое болото) и другие.

Каналы Марса

Вернёмся на 100 лет назад, К эпохе Скиапарелли. 1877 год, год великого противостояния Марса, ознаменовался двумя важными открытиями. Астроном Вашингтонской Обсерватории Асаф Холл после долгих поисков открыл два спутника Марса: Фобос и Деймос. И в том же году Скиапарелли объявил об открытии знаменитых марсианских каналов.

Скиапарелли нанёс на свою карту Марса около 100 каналов и дал им названия: Oxus, Hiddikel, Physon, Euphrates, Granges и т. д.

В общем в «докосмический» период изучения Марса высказывались три точки зрения на природу каналов:

- Каналы – искусственные сооружения разумных обитателей Марса (марсиан).

- Каналы лишь кажутся геометрическими прямыми, но они реальные естественные образования, например:

а) долины рек поросшие растительностью,

б) разломы, трещины в коре Марса,

в) горные хребты,

г) полосы вулканического пепла.

- Каналы – оптическая иллюзия.

Атмосфера и фиолетовый слой

В то же великое противостояние 1909 г., когда Антониади наблюдал Марс в 83-сантиметровый рефрактор Медонской обсерватории, в другом месте земного шара были впервые получены снимки Марса со светофильтрами. Этим местом была Пулковская обсерватория, где на 76-сантиметровом рефракторе фотографировал Марс тогда ещё молодой русский учёный Гавриил Андрианович Тихов.

Г. А. Тихову удалось получить большую серию снимков Марса с различными светофильтрами от красного до зелёного. Их обработка позволила обнаружить три явления, получившие название «эффектов Тихова»:

- «Моря» Марса кажутся особенно тёмными в красный светофильтр и сравнительно слабее выделяются на фоне материков в зелёный светофильтр. Иначе говоря, контраст между «морями» и материками увеличивается с переходом от зелёных лучей к красным.

- Полярные шапки резче всего выделяются на фоне материков в зелёных лучах и значительно слабее в красных.

- Резкость деталей на диске планеты постепенно снижается к краю диска; это явление особенно заметно на снимках, сделанных в зелёных лучах, и гораздо слабее в красных.

Первый эффект указывал на то, что материи имеют красный цвет, а «моря» скорее зеленоватый. Второй эффект был истолкован так: полярные шапки не белые, как свежий снег, а голубоватые и больше напоминают по цвету речной лёд. Наконец, третий эффект, по мнению Г. А. Тихова и многих других учёных, свидетельствовал о наличии у Марса атмосферы.

Атмосфера планеты, независимо от своего состава, должна рассеивать солнечные лучи по закону Рэлея, - так, что интенсивность рассеянного света изменяется обратно пропорционально четвёртой степени длины волны. Поэтому зелёные лучи должны рассеиваться атмосферой сильнее, чем красные, и детали поверхности будут замываться рассеянным светом атмосферы. Ещё сильнее должны рассеиваться синие и фиолетовые лучи, и в ещё большей степени

ультрафиолетовые. Астрономы пытались проверить это во время следующего великого противостояния 1924 г., когда американский астроном Вильям Райт получил с помощью 91-сантиметрового рефлектора Ликской обсерватории серию снимков Марса во всех лучах спектра от инфракрасных до ультрафиолетовых. Вскоре такую же серию снимков получил на 158-сантиметровом рефлекторе обсерватории Маунт Вилсон другой американский астроном – Фрэнк Росс.

Снимки Райта и Росса не только подтверждали результаты Тихова, но и позволили обнаружить два новых эффекта. Во-первых, в синих, фиолетовых и ультрафиолетовых лучах никакие детали поверхности не просматривались: были видны только полярные шапки. Во-вторых, диаметр диска Марса в фиолетовых лучах был заметно больше, чем в красных. Это явление получило название эффекта Райта.

Из чего состоит атмосфера Марса?

В 1947 г. Дж. Койпер впервые применил к изучению планет инфракрасный спектрометр.

Уже первые записи инфракрасных спектров Марса показали, что у него значительно усилена полоса СО2 на длине волны 1,6 микрона. Таким образом, удалось установить присутствие этого газа (ранее обнаруженного в спектре Венеры) и в атмосфере Марса.

Какую же долю составляет углекислый газ в атмосфере Марса? На Земле эта доля весьма не велика, только 0,03%, на Венере же на долю СО2 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% объёма атмосферы, С. Гесс в 1961 г. – итого меньше, 1,3%. В модели Т. Оуэна и Дж. Койпера (1964 г.) на долю СО2 приходится уже 14% объёма атмосферы Марса.

Дело в том, что оценка содержания того или иного газа в атмосфере планеты зависит не только от интенсивности его линий в спектре, но и от принимаемого в расчёте общего давления у поверхности. Фотометрические наблюдения, как мы видели выше, не дают необходимой точности в определении давления и долго давали преувеличенные значения. Причиной этого была пыль и другие аэрозоли, содержащиеся в атмосфере планеты и создававшие дополнительное рассеяние света.