Напомним в этой связи, что давление в земной атмосфере на уровне моря принимается равным 1013 мбар. Учитывая, что было зарегистрировано минимальное давление у поверхности 3,5 мбар. и максимальное 9 мбар., и принимая во внимание характер рельефа поверхности, можно с достаточным основанием полагать, что среднему уровню поверхности соответствует давление 6 мбар.
Инфракрасные фотометры станций «Марс – 2» и «Марс – 3» показали, что на среднем уровне давление на Марсе составляет 5,5 – 6 мбар. (около 4 – 4,5 миллиметров ртутного столба), что примерно в 200 раз меньше, чем на Земле.
Содержание водяного пара не превышало пяти микрон осажденной воды – в тысячи раз меньше, чем в земной атмосфере. Если бы всю воду, содержащуюся в атмосфере Марса, равномерно распределить по поверхности его, то образовался бы слой чуть тоньше человеческого волоса. Вблизи поверхности атмосфера состоит в основном из углекислого газа. На высоте около 100 км. под действием солнечного ультрафиолетового излучения углекислые газ распадается на молекулу угарного газа и атом кислорода. Такой же процесс распада водяного пара приводит к появлению атомов водорода. Поэтому на высотах 300 – 400 км. атмосфера в основном атомарно-водородной. Следы кислорода наблюдаются вплоть до высоты 700-800 км.
Температура верхней атмосферы в области высот от 100 до 200 км. возрастает, а выше остается постоянной. Примерно такая же картина наблюдается и в верхних атмосферах Земли и Венеры. Как это ни странно, верхняя атмосфера Марса больше похожа на верхнюю атмосферу Венеры, нежели на земную.
Марсианские сутки.
Наблюдая за диском Марса в телескоп в течение достаточно продолжительного времени, например, на протяжении всей ночи, можно заметить, как детали его поверхности одна за другой появляются из-за диска, постепенно движутся к противоположному краю, а затем скрываются. Ясно, что это происходит вследствие вращения Марса, которое подобно суточному вращению земного шара и приводит к смене дня и ночи. Из наблюдений было определено, что период вращения Марса составляет 24 часа, 37 минут 23 секунды, что на 37 минут 22,7 секунды больше периода вращения Земли. Последнее означает, что за одни земные сутки Марс «недоворачивается» до полного оборота на 9 градусов, и земной наблюдатель увидит данную деталь планеты в том же расположении на диске только через 40 земных суток (9° * 40=360°). Поскольку период вращения Марса близок к земному, то получается, что каждую ночь с Земли можно обозревать одно и то же полушарие Марса, которое лишь медленно и постепенно сменяется другим. Чтобы в течение суток полностью осмотреть поверхность Марса, надо наблюдение производить в обсерваториях, расположенных на разной географической долготе. Так, например, если в Ташкенте полдень, а в обсерватории Маунт Вилсон (США) царит глубокая ночь, то наблюдая с этих обсерваторий Марс, можно за сутки осмотреть всю его поверхность. Смена дня и ночи сопровождается явлениями, аналогичными земным. В средних широтах Солнце восходит и заходит, двигаясь под углом к горизонту. Поэтому переход от одного времени суток к другому сопровождается сумерками, когда поверхность освещается косыми лучами низкостоящего Солнца. В тропиках и на экваторе Солнце поднимается и опускается почти отвесно. Здесь так же, как и на одноименных широтах Земли, день и ночь сменяют друг друга резким переходом от света к темноте.
Времена года на Марсе.
Из школьного курса географии и астрономии мы знаем, что смена времен года на Земле происходит не потому, что Земля подходит ближе к Солнцу или удаляется от него, а от того, что земной экватор наклонен к плоскости земной орбиты под углом 23,5 градуса. Из этого следует, что земная ось располагается не перпендикулярно, а наклонно.
При движении Земли вокруг Солнца направление земной оси не изменяется. Она все время направлена своим северным концом на Полярную звезду. Поэтому, двигаясь вокруг Солнца, Земля поворачивает к наблюдателю как северное, так и южное свое полушарие.
Аналогичная картина происходит и на Марсе (см. рис. 2). В разных полушариях его одновременно бывают противоположные времена года. Когда в северном полушарии лето, в южном – зима. Если в северном полушарии осень, то в южном – весна. И это потому, что наклон экватора Марса к плоскости его орбиты примерно такой же, как и у Земли, он равен 24°46’. Это и вызывает сезонные изменения на Марсе.
Известно, что от высоты Солнца над горизонтом зависит количество тепла, падающего на данную поверхность. И чем выше поднимается Солнце над горизонтом, тем сильнее оно греет. Разной высотой Солнца над различными местами земного шара объясняется то, что на Земле имеются различные тепловые климатические пояса: жаркий (тропический), два умеренных и два холодных. Кроме того, в каждом году бывают холодные и теплые сезоны. То же самое имеет место и на Марсе. Так же, как и на Земле, происходит четкая смена времен марсианского года и сезонов. За холодной, суровой зимой следует прохладная весна, потом более теплое лето, которое сменяется прохладной осенью. После нее опять наступает холодная зима с ее короткими днями и длинными ночами. Результаты такой смены сезонов хорошо видны в телескоп по таянию полярных шапок. Однако существенная разница тут в том, что орбита Марса лежит от Солнца дальше, чем земная, а скорость движения его по орбите меньше, чем нашей планеты. Поэтому годовой путь у Марса длиннее. Это ведет к тому, что продолжительность оборота Марса вокруг Солнца почти вдвое больше, чем Земли: она составляет 687 земных суток. Своих же «марсианских» суток, которые намного длиннее земных, год Марса содержит 669. Таким образом, марсианский год почти в два раза (а точнее в 1,88) продолжительнее земного.
В летний для северного полушария Земли период (в июле) наша планета более всего удалена от Солнца (152 млн. км.), а в зимний (январь) – менее (147 млн. км.). Разница в 5 млн. км. – незначительная, а поэтому лето в северном и южном полушариях почти одинаково теплое. То же самое можно сказать и о зимних периодах. Но поскольку эксцетриситет Марса больше, то удаление его от Солнца в перигелии составляет 206,7 млн. км., а в афелии – 249, 1 млн. км. В следствие этого Марс в афелии получает солнечной энергии в полтора раза меньше, чем в перигелии. А поэтому климат в северном и южном полушариях весьма различен. Он резко континентальный. Даже на экваторе после жаркого дня, ночью, могут быть заморозки. Перигелийную половину орбиты Марс проходит быстрее афелийной. Поэтому лето в южном полушарии, приходящееся на перигелийный период, более короткое, чем в северном полушарии, и более теплое, а зима и суровее. Из-за значительного эксцентриситета орбиты Марса длительность сезонов в разных полушариях значительно различается (табл. 1).
Таблица 1
| Полушарие | Продолжительность сезона | ||
| северное | южное | земных сеток | марс. суток |
| Весна Лето Осень Зима | Осень Зима Весна Лето | 199 182 381 146 160 306 | 194 177 371 142 156 298 |
| 687 | 669 | ||
В зависимости от сезона меняется и продолжительность дня и ночи. В полярных широтах длинный день, продолжающийся почти целый земной год, сменяется столь же долгой ночью. В средних широтах короткие зимние дни увеличиваются с приближением весны и лета и вновь уменьшаются после летнего солнцестояния.
Времена года на Марсе хорошо прослеживаются по его полярным шапкам.
Полярные шапки.
Северный и южный полюсы Марса прикрывают яркие светлые образования, которые по аналогии с земными названы «полярными шапками».
Белый покров в северном полушарии к концу зимы распространяется до широт 50 – 60° и его диаметр достигает от 4000 – 6000 км., а летом сокращается со скоростью 10 – 12 (иногда до 100) км. за сутки до диаметра 700 – 1500 км. Южная шапка тает больше, и в некоторые годы исчезает полностью, что объясняется эксцентричностью орбиты Марса. Вокруг тающей шапки образуется темная кайма, прилегающие к ней детали приобретают ясные очертания, и эта волна улучшения видимости движется к экватору со средней скоростью до 35 км. в сутки, а концу лета заходит даже за экватор до 25° широты другого полушария. Все это очень похоже на то, что происходит на Земле. Наблюдая, например, длительное время Землю с Луны, можно увидеть аналогичную картину. И вполне естественно возникла гипотеза, что полярные шапки Марса состоят из снега или льда. Однако это предположение не единственно возможное. О природе полярных шапок было высказано несколько гипотез.
Некоторые ученые считали, что это облачный покров или туманы. Другие доказывали, что это соляной покров, и в качестве примера указывали на соль, которая на поверхности земных солончаков образует обширные светлые покровы. Большинство же ученых связывало эти шапки со слоем твердой углекислоты – вещества, всем известного под названием «сухой лед». Эта гипотеза получила сравнительно широкое распространение, поскольку она соответствовала данным спектральных исследований, с помощью которых было установлено наличие в атмосфере Марса углекислого газа.
Что изумило ученых, анализировавших фотографии в южной полярной шапки, так это видимая толщина белого покрова, достигающая 80 см. Они считают, что это почти наверняка замерзшая углекислота, поскольку в атмосфере Марса нет достаточного количества воды для столь обширных залежей снега или льда. В пользу такого предположения говорят и температурные измерения. Так, 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 атмосферное давление, которое существует у поверхности Марса.