содержания СО2 в атмосфере. Так как на интенсивность слабых и сильных линий полное давление газа влияет по-разному, то можно определить и его. Аппаратура, установленная на «Mapсе-6» и «Викинге-1 и 2» измерила давление в атмосфере Марса непосредственно с помощью барометрических датчиков. Оно равно у поверхности в среднем 6 мб. На «Викинге-1 и 2» были проведены прямые измерения химического состава с помощью. масс-спектрометра, которые показали, что атмосфера Марса на 95% состоит из СО2 .
Давление в различных районах Марса может отличаться в несколько раз из-за различия высот. Самые высокие области Марса лежат на 20 км выше самых низких. Интересно, что темные и светлые области с одинаковой вероятностью могут быть и низкими и высокими. В северном полушарии преобладают низкие районы. В спектре Марса обнаружены линии водяного пара. При наземных наблюдениях их удается отделить от земных линий только благодаря доплеровскому смещению, так как они очень слабы. При наблюдениях с космических аппаратов эта трудность отсутствует. Пример наблюдений с космического аппарата приводился выше (см. рис. 175). Содержание водяного пара в атмосфере Марса меняется во времени и различно в разных районах. Иногда оно ниже предела обнаружения (около 1 микрона осажденной воды для измерений, произведенных на «Марсе-3»), иногда достигает 50 микрон. Такова толщина пленки воды, которая покрыла бы планету, если сконденсировать весь. атмосферный водяной пар. На Земле в атмосфере содержится воды примерно в 1000 раз больше. Средняя температура Марса (200 °К) заметно ниже земной, и под его поверхностью следует ожидать слой вечной мерзлоты, который задерживает выделение H2O из недр планеты. Заметим, что в жидкой фазе вода при марсианских темпе-ратурах и давлениях существовать не может; она может быть только в виде льда или пара. Кроме Н2О в атмосфере Марса обнаружены и некоторые другие малые составляющие – N2 (2,5%), Аг (1,5%), СО (~0,01%), O2 (~0,01%), следы озона О3. Полярные шапки Марса имеют сложную природу. Только на краях и лишь в некоторые определенные периоды времени это облака. Значительная часть видимой полярной шапки представляет собой твердый осадок на поверхности, причем этот осадок образован замерзшей углекислотой с примесью обычного водяного льда. В полярных шапках (главным образом в неисчезающей полностью южной) содержится больше СО2 и Н2О, чем в атмосфере. Было высказано следующее очень интересное предположение. Вследствие прецессии полярной оси Марса один раз в 50 000 лет получается так, что обе полярные шапки исчезают полностью и тогда давление в атмосфере повышается, увеличивается содержание Н2О, появляется жидкая. вода. Может быть, в эти периоды текла река, оставившая русло, изображенное на рис. 173. Во время полета американских и советских космических станций вблизи Марса были проведены эксперименты по просвечиванию его атмосферы радиоволнами, такие же,
как при исследовании Венеры (см. § 135). Они позволили определить атмосферное давление и температуру на высоте
10 м). Оно имеет спорадический характер, т.е. состоит из отдельных всплесков разной интенсивности. В появлении кратковременных радиовсплесков наблюдается определенная периодичность. Период вращения, вычисленный из наблюдений спорадического радиоизлучения, равен 9h 55m 29s,4. Он близок к периоду системы II, но отличается от него вполне заметно. Для анализа радионаблюдений в связи с этим была предложена система долгот III, соответствующая периодичности спорадического радиоизлучения. На рис. 181 показано распределение числа случаев наблюдения спорадического радиоизлучения Юпитера по долготе в системе III на различных частотах. Можно выделить по крайней мере два мощных источника декаметрового радиоизлучения, один из которых находится на долготах 100-150°, а другой – на 190-250°. Оба источника являются, по-видимому, направленными, причем ширина конуса излучения составляет несколько десятков градусов. Спорадическое
радиоизлучение Юпитера не наблюдается на частотах выше 35 Мгц (l = 9 м), а на частоте 27 Мгц уже имеет большую интенсивность. Природа спорадического радиоизлучения Юпитера остается пока не раскрытой. Высказывалось предположение, что источником его могут служить мощные грозовые разряды, однако спектр радиоизлучения земных грозовых разрядов не обрывается резко со стороны высоких частот. В качестве механизма генерации предлагаются плазменные колебания в ионосфере Юпитера (аналогично спорадическому радиоизлучению Солнца), но как они возбуждаются и почему источники локализованы на определенных долготах – не ясно.
В области длин волн 8 мм – 68 см наблюдалось спокойное радиоизлучение Юпитера, почти не меняющее своей интенсивности по времени. Спектр радиоизлучения Юпитера в области 3-68 см приведен на рис. 182. Яркостная температура на волне 3 см составляет около 160 °К и очень близка к температуре облачного слоя, но она быстро возрастает с длиной волны, достигая 50 000 °К на волне в 68 см. При вычислении яркостной температуры предполагалось, что источник радиоизлучения совпадает по угловым размерам с диском Юпитера. На волне 3 см это предположение правильно, так как основной вклад здесь дает, вероятно, обычное тепловое излучение. На дециметровых волнах были проведены непосредственные измерения угловых размеров Юпитера радиоинтерферометром и оказалось, что источник радиоизлучения больше видимого диска. Он вытянут в экваториальном направлении симметрично по отношению к диску примерно на величину диаметра планеты в обе стороны. Было высказано предположение, что Юпитер обладает, как и Земля, радиационными поясами, но плотность и энергия электронов, а также напряженность магнитного поля в поясах Юпитера больше. Энергичные электроны в магнитном поле излучают электромагнитные волны. Это излучение называется магнитно-тормозным, и в частном случае релятивистских энергий – синхротронным. Синхротронное излучение должно быть поляризовано, и действительно, специальные наблюдения обнаружили поляризацию дециметрового радиоизлучения Юпитера. В конце 1973 г. американский космический аппарат «Пионер-10» пролетел вблизи Юпитера, а еще через год так же прошел «Пионер-11». Приборы, установленные на них, непосредственно измерили концентрацию электронов и протонов различных энергий в окрестностях планеты, а также ее магнитное поле, и предположение о существовании радиационных поясов Юпитера полностью подтвердилось. Напряженность магнитного поля вблизи поверхности достигает, примерно, 10 э. Радиус магнитосферы составляет около 100 радиусов планеты. Кроме измерений магнитного поля и захваченной им радиации, проводился ряд других интересных экспериментов: были получены изображения планеты с разрешением, превосходящим наземные снимки в несколько раз, исследовались инфракрасное излучение, ультрафиолетовый спектр свечения верхней атмосферы (в частности, впервые была обнаружена линия гелия, и тем доказано его присутствие в атмосфере планеты). Вокруг Юпитера обращается 13 спутников. Четыре из них открыл Галилей – это Ио (I), Европа (II), Ганимед (III) и Каллисто (IV). Мы привели их в порядке возрастающих расстояний. По размерам они примерно такие же, как Луна, но вследствие большого расстояния от нас их диски (порядка 1») различаются лишь на пределе. В очень хороших атмосферных условиях опытные наблюдатели видели отдельные пятна па дисках галилеевых спутников, и удалось составить карты основных деталей на их поверхности. Установлено, что галилеевы спутники вращаются вокруг осп синхронно с движением вокруг Юпитера и обращены к нему все время одной стороной. Галилеевы спутники являются объектами 5-6m, и их можно наблюдать в любой телескоп или бинокль. Остальные спутники гораздо слабее. Спутник V (Амальтея), открытый Барнардом в 1892 г., является самым близким к планете и находится от нее на расстоянии в 2,56 радиуса планеты. Спутники VI-XIII были открыты уже в нашем веке по фотографическим наблюдениям. Все они слабые, от 13m до 18m, имеют небольшие размеры и удалены на большие расстояния от Юпитера (от 160 до 332 радиусов планеты). Спутники VIII, IX, XI и XII обращаются вокруг Юпитера в обратном направлении, остальные – в прямом.
