Малое количество окиси углерода в атмосфере марса (равно как и атомарного кислорода) объясняется тем, что процесс диссоциации молекул СО2 на атом кислорода О и молекул СО уравновешивается обратным процессом: рекомбинацией СО и О обратно в молекулу Со2.

Длительное время основной компонентной марсианской атмосферы

считался азот, однако никаких доводов в пользу этого, за исключением аналогии с земной атмосферой, не было. Не найдены полосы азота в

спектре марса и до сих пор. Впрочем, надо учитывать, что они лежат в далёкой ультрафиолетовой части спектра, не наблюдаемой с Земли. Во всяком случае, о содержании азота в марсианской атмосфере можно сказать только то, что оно невелико (верхний предел).

Несомненно, что в состав атмосферы Марса входит инертный газ аргон.

Особенно много усилий предпринимали астрономы с начала 20 века, чтобы обнаружить два газа, важных для жизни на любой планете: кислород и водяной пар. В 1900-х годах В. Слайфер и Ф. Вери на обсерватории Ловелла пытались обнаружить оба газа по усилению их полос в спектре Марса по сравнению со спектром Луны, находящейся на той же высоте над горизонтом (это необходимо для того, чтобы поглощение в земной атмосфере было в обоих случаях одинаковым). Американским учёным показалось, что полосы усилены, и они даже объявили, что кислород и водяной пар обнаружены.

Начиная с серидины 20-х годов поисками кислорода в атмосфере Марса занялись астрономы обсерватории Маунт Вилсон в США У. Адамс и Т. Дэнхем. Дэнхем сделал вывод, что количество кислорода в атмосфере марса не может превышать 0,15 от его содержания в атмосфере Земли.

Температурный режим планеты

Первые измерения температуры Марса с помощью термоэлемента, помещённого в фокусе телескопа-рефлектора, проводились ещё в начале 20-х годов. Этот метод основан на том, что излучение планеты резко разделяется на две составляющие: отражённое ею излучение Солнца и изучение планеты, определяемое её температурой. Практически разделить их нетрудно, т. к. отражённое излучение сосредоточено в основном в видимом участке спектра, а собственное – в инфракрасном. С помощью фильтров обе составляющие разделяют и по инфракрасной составляющей вычисляют температуру планеты.

Измерения В. Кобленца и К. Лампланда в 1922 г. дали среднюю температуру поверхности Марса –28 градусов С, Э. Петтит и С. Никольсон получили в 1924 г. –13 гр. С. Более низкое значение получили в 1960 г. У. Синтон и Дж. Стронг: -43 гр. С. Нужно иметь, однако, в виду, что в 1960 г. Марс был дальше от Солнца, чем в 1922 и 1924 гг.

Позднее, в 50-е и 60-е гг. были накоплены и обобщены многочисленные изменения температур в различных точках поверхности Марса, в разные сезоны и времена суток. Из этих измерений следовало, что днём на экваторе температура может доходить (в перигелии) до +27 градусов, но уже к вечеру она падает до нуля, а к утру до –50 градусов. На полюсах температура может колебаться от +10 в период полярного дня до очень низких температур во время полярной ночи.

Российские учёные Ю. Н. Ветухновская, А. Д. Кузьмин и Б. Я Лосовский выполнили анализ распределения температуры поверхности

Марса с глубиной и нашли, что когда Марс далёк от солнца, температура сначала падает с глубиной (иногда на 15-20 градусов), а потом начинает расти. Минимальная температура соответствует глубине около метра. Во время великого противостояния, когда Марс расположен ближе к Солнцу, слоя с минимальной температурой уже не существует, температура быстро достигает почти постоянного значения, сохраняющегося до глубин в 5-6 метров.

Макрорельеф «красной планеты»

С давних пор Марс, в отличие от Земли и Луны, считался гладким, без резко выраженного рельефа, без гор и впадин. Основанием для такого заключения были фотометрические наблюдения, показывавшие, что планета отражает свет Солнца по закону Ламберта, т. е. как гладкий матовый шар. Правда, это относилось лишь к материкам, но ведь они покрывали большую часть планеты. Только у южного полюса была замечена возвышенность, получившая название гор Митчелла. Она проявляла себя тем, что при таянии южной полярной шапки здесь всегда оставался белый островок, отделявшийся от шапки.

Первый удар по представлению о «гладком марсе2 нанесли фотографии «Маринера-4», переданные на Землю в июле 1965 г. Учёные воочию увидели на Марсе горы, в том числе кольцевые горы – кратеры, подобные лунным. Значит, планета имела рельеф. Но получить полное представление о нём по 20 снимкам «Маринера-4», охватывавшим едва один процент поверхности Марса, было невозможно.

Однако Марс – шарообразный, он движется вокруг Солнца и вращается вокруг своей оси. Такие же движения совершает и наша Земля.

Оказалось, что помимо горных хребтов, возвышенностей, долин, Марс имеет макрорельеф, т. е. возвышенности и низменности большого протяжения, в тысячи километров, с перепадом высот между ними в 12-13 км.

Светлые области Марса (материки) могут быть и плоскогорьями, и котловинами, тогда как тёмные области чаще всего располагаются в местах, где наблюдается перепад высот, т. е. на склонах.

Итак, концепция «гладкого Марса» уступила место представлению о планете, обладающей сложным рельефом. Фотографии с космических кораблей ещё больше убедили нас в этом.

Климат Марса в прошлом

Среди образований, обнаруженных на поверхности Марса, всеобщее внимание привели руслообразные протоки, или меандровые долины. Их внешний вид вряд ли можно объяснить иначе, чем предположив, что это – русла рек.

Однако, на Марсе в настоящее время реки течь не могут, там вообще не может быть жидкой воды. Причина этого состоит в том, что при тех низких давлениях, которые господствуют на Марсе, вода закипает уже при очень низких температурах. Тройная точка воды, когда лёд переходит в пар, минуя жидкую стадию, соответствует давлению 6,1 мбар, которое как раз характерно для среднего уровня поверхности Марса. Но даже при более высоких давлениях вода должна закипать при температурах 17-18 градусов, которые на Марсе осуществляются. Поэтому за короткий срок вода должна переходить в пар.

Никакая другая жидкость не могла образовать наблюдаемых русел: лава быстро застывает, а жидкая углекислота даже в земных условиях не может существовать: твёрдый СО2 переходит непосредственно в пар и наоборот.

Итак, единственное возможное объяснение меандров на Марсе – это образование водных потоков, рек. Сейчас для него нет необходимых условий – значит, они были в прошлом. Для этого нужно допустить, что в более ранние эпохи атмосферное давление на Марсе было значительно выше, чем в настоящее время.

Возможно ли это? Оказывается, да. Ведь Марс – единственная планета, где вещество полярных отложений (полярных шапок) совпадает по составу с основным газом атмосферы – углекислым газом.

Для объяснения потепления климата Марса в прошлом были предложены две гипотезы:

1). Из-за прецессии оси Марса (под действием Солнца) и плоскости его орбиты с периодом суммарной процессии 50.000 лет эпохи резкого различия температурных условий лета и зимы сменяются через 10-12 тысяч лет эпохами более умеренного климата, когда и лето, и зима в обоих полушариях наступают при средних расстояниях Марса от Солнца. В последнем случае минимальная температура на планете будет выше, а зима в южном полушарии короче, чем в настоящее время. В эти эпохи и были, по мнению Бэрнса и Харвита, необходимые условия для полного испарения обеих полярных шапок.