Известный советский учёный И. С. Шкловский попытался в 1959г. подсчитать, не может ли торможение в самых верхних слоях атмосферы Марса, быть причиной векового ускорения Фобоса. Результат был неожиданным: это возможно только в том случае если Фобос… полый. Тогда он, подобно воздушному шару, будет испытывать заметное сопротивление окружающей газовой среды. Однако эта гипотеза, наделавшая в своё время много шума, не подтвердилась. Фотографии "Маринера-9" показали, что Фобос и Деймос имеют вид громадных каменных глыб.
Наблюдения "Маринера-9" показали, что оба спутника обращены к Марсу одной стороной (как Луна к Земле). Для установления такого вращения достаточно только сотен тысяч лет для Фобоса в виду его близости к Марсу.
Непосредственные фотографии, фотоэлектрические и поляризационные наблюдения указывают на то, что наружный слой поверхности обоих спутников - мелко раздробленная пыль, слой которой имеет толщину около 1 мм. Её состав, по-видимому, базальтовый со значительной примесью карбонатов. Инфракрасные наблюдения свидетельствуют о крайне низкой теплопроводности наружного покрова, что подтверждает гипотезу о пылевом слое.
Атмосфера Марса
В тоже великое противостояние 1909г., когда Французский астроном 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 тогда ещё молодой русский учёный Гавриил Андрианович Тихонов.
Г. А. Тихонову удалось получить большую серию снимков Марса с различными светофильтрами от красного до зелёного. Их обработка позволила обнаружить три явления, получившие названия "эффектов Тихонова".
"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 снижаются к краю диска; это явление особенно заметно на снимках, сделанных в зелёных лучах и гораздо слабее в красных.
В 1924г. в год великого противостояния снимки Райта и Росса не только подтверждали результаты Тихонова, 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.
Разность диаметров диска Марса в ультрафиолетовых и инфракрасных лучах на снимке Райта и Росса достигала 200-300 км. Если это результат рассеивания солнечных лучей в плотной атмосфере Марса, то её высота должна быть равна половине этой величины, т.е. 100-150 км. Отсюда Райт сделал вывод, что Марс окружён весьма плотной и протяжённой атмосферой.
Советские астрономы-фотометристы Н. П. Барабашов и В. В. Шаронов в 1950 году дали объяснение эффекта Райта. Дело было всё-таки в фотографической иррадиации, но в сочетании с законом падения яркости к краю диска Марса. В красных лучах яркость падает к краям диска довольно сильно, поскольку мы наблюдаем здесь шарообразную поверхность планеты. Наоборот, в фиолетовых лучах, диск Марса кажется освещённым более равномерно, и его края довольно ярки. Поэтому в фиолетовых лучах иррадиация будет сильнее, чем в красных, что и вызовет эффект Райта.
Объяснение эффекта Райта Н. П. Барабашовым и В. В. Шароновым было совершенно правильным, за одним исключением. Распределение яркости по диску Марса в фиолетовых лучах они приписывали целиком рассеянию света в атмосфере Марса. В действительности же главную роль здесь играли фотометрические свойства поверхности планеты.
В 1972 г. проблемой фиолетового слоя занялся американский астроном Д. Томпсон. Изучив всю имевшуюся литературу по этой проблеме и использовав фотографическую коллекцию Международного планетного патруля, Томпсон пришёл к простому и неожиданному выводу. Вид Марса в фиолетовых лучах - это его нормальный вид, без всякой дымки. Просто в этих лучах контрасты между морями и материками слишком малы и мы их не различаем. Более того, из наблюдений в ультрафиолетовых лучах выяснилось, что в этих лучах всё выглядит "наоборот"-моря кажутся светлее материков. Эти явления объясняются исключительно цветовыми особенностями пород, слагающих марсианские моря и материки, и атмосфера тут не при чём. Так разрешилась проблема фиолетового слоя.
Температура Марса
Первые измерения температуры Марса с помощью термометра, помещённого в фокусе телескопа-рефлектора, проводились ещё в начале 20-х годов. Измерения В. Лампланда в 1922г. дали среднюю температуру поверхности Марса 245 К (-28°С), Э. Петтит и С. Никольсон получили в 1924г. 260 К (-260°С). Более низкое значение получили в 1960г. У. Синтон и Дж. Стронг: 230 К (-43°С).
Позднее, в 50-е и 60-е гг. были накоплены и обобщены многочисленные измерения температур в различных точках поверхности Марса, в разные сезоны и времена суток. Из этих измерений следовало, что днём на экваторе температура может доходить до 300 К (+27°С), но уже к вечеру она падает до нуля, а к утру до 223 К (-50°С). На полюсах температура может колебаться от +10 С в период полярного дня до очень низких температур во время полярной ночи.
В 1956 г. к измерению температур был применён новый метод - радиоастрономический. Марс, как и всякое нагретое тело, испускает не только инфракрасное излучение, но и более длинноволновое, лежащее в радиодиапазоне. Его принято называть тепловым радиоизлучением, в отличие от нетеплового, связанного с различными электромагнитными и плазменными процессами. Измеряя поток теплового радиоизлучения, можно определить температуру планеты.
Первые такие измерения выполнили К. Майер, Т. Мак Каллаф и Р. Слонейкер в 1956 г. Они получили среднюю температуру поверхности Марса 218 К, т.е. заметно ниже, по инфракрасному излучению. Измерения, проведённые в последние годы с космических кораблей, показали, что на Марсе могут наблюдаться и ещё более низкие температуры, доходящие до 140 К - ниже точки замерзания углекислого газа.
Многочисленные ряды измерений радиотемператур Марса выполнены советскими учёными А. Д. Кузьминым, Ю. Н. Ветухновской, Б. Я. Лосовским, Б. Г. Кутузой и другими. Во время великого противостояния 1971 г., по их измерениям, средняя температура Марса составляла 198 К.
Различие температур дня и ночи, полярных и тропических районов, зимы и лета приводит к возникновению ветров, имеющих подчас скорости 40-50 м/сек. Система воздушной циркуляции на Марсе изучается сейчас различными методами многими учёными. Важный вклад в развитие теории циркуляции марсианской атмосферы внёс советский учёный, специалист по физике атмосферы Г. С. Голицин. Он показал, при каких условиях в атмосфере Марса могут возникать ветры, имеющие силу урагана, и формироваться смерчи.
Среди образований, обнаруженных на поверхности Марса, всеобщее внимание русло образные протоки, или меандровые долины. Их внешний вид, наличие "притоков" вряд ли можно объяснить иначе, чем, предложив, 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 при очень низких температурах. Никакая другая жидкость не могла образовать наблюдаемых русел: лава быстро застывает, а жидкая углекислота даже в земных условиях не может существовать.
Итак, единственное возможное объяснения 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.
Большая пылевая буря и её причины
В июле 1971 г., согласно наблюдениям на Шемахинской астрофизической обсерватории атмосфера планеты была во всех длинах волн, и в ней не наблюдалось ни синих, ни жёлтых облаков. Южная полярная шапка чётко выделялась на фоне материков, превышая их по яркости втрое. Была видна и северная полярная шапка. Контраст морей и материков в красных лучах составлял около 30% и был примерно таким, как в первой половине августа 1956 г., до начала пылевой бури.
В конце августа - начале сентября 1956 г. в южном полушарии разыгралась сильная пылевая буря, скрывшая на две недели южную полярную шапку и резко понизившая контрасты "моря-материки". Новая пылевая буря, только ещё большего масштаба, разыгралась на Марсе во второй половине сентября 1971 г.
В отличие от 1956 г., на этот раз пылевая буря была более длительной и устойчивой. Она началась 22 сентября, а 11 ноября, когда "Маринер-9" на подлёте начал фотографировать Марс, пылевая буря продолжалась. Она была столь интенсивной, что, по отзывам американских специалистов, планета имела "венероподобный вид".
15-20 ноября наступило, казалось, просветление. Но потом всё началось снова, и буря затрудняла научные иследования поверхности Марса. Лишь около 10 января 1972 г. пылевая буря прекратилась, и планета приняла свой обычный вид.
Какие же причины вызвали столь мощную и пылевую бурю? Американские учёные К. Саган, Дж. Веверка и П. Гираш на основании теоретического исследования ветровых режимов на Марсе пришли к выводу, что наиболее эффективным механизмом подъёма пыли с марсианской поверхности являются смерчи или "пылевые дьяволы". Образование смерчей зимой невозможно из-за слабого солнечного нагрева. Летом и в экваториальных районах на плоских пространствах смерчи должны образовываться благодаря интенсивной инсоляции, на склонах же их могут подавлять наклонные ветры. Для подъёма пыли нужна скорость ветра в 80м/сек. На Марсе имеются области, где такие скорости наблюдаются. Смерчи образуются преимущественно вблизи перигелия, когда интенсивность инсоляции на 23% больше, чем во время "среднего" противостояния, и на 47% больше, чем в афелии. Вот почему чаще всего пылевые бури бывают в периоды великих противостояний, когда лето в южном полушарии совпадает с прохождением Марса через перигелий.