Астробиология - Тихов Гавриил Адрианович - Страница 2

Фотография позволяет фиксировать свет более слабый, чем тот, который улавливается глазом, и невидимые глазом инфракрасные и ультрафиолетовые лучи.

Мы наблюдаем планеты сквозь земную атмосферу, а не за пределами ее. И поэтому свет Солнца, проходя через атмосферу Земли, теряет в ней те участки спектра, которые поглощены газами земной атмосферы.

Например, если бы мы могли наблюдать планеты, находясь за пределами земной атмосферы, то в спектре планеты, имеющей в своей атмосфере кислород, мы увидели бы линии поглощения этого газа. При наблюдении же сквозь земную атмосферу, в которой очень много своего кислорода, дающего темные линии в спектре, планетные линии кислорода тонут в линиях земного кислорода и их очень трудно выделить. Другой пример. Существование воды на Марсе не подлежит сомнению, а между тем паров воды в атмосфере Марса спектральный анализ практически не обнаруживает, потому что марсианские линии паров воды тонут в линиях паров воды, находящихся в земной атмосфере.

Как видно из первой таблицы, Меркурий находится в два с половиной раза ближе к Солнцу, чем Земля. Поэтому температура на нем значительно выше, чем на нашей планете. К тому же Меркурий обращен к Солнцу всегда одной стороной. На этой солнечной стороне Меркурия температура достигает 340 градусов выше нуля, то-есть почти точки плавления свинца, а на противоположной стороне царит вечный мрак и холод.

При высокой температуре солнечной стороны и малой силе тяжести на Меркурии не могла удержаться в сколько-нибудь значительном количестве атмосфера.

И действительно, наблюдения обнаруживают едва заметные следы атмосферы на этой планете.

Венера окружена плотной атмосферой, открытой еще М. В. Ломоносовым в 1761 году, и твердая поверхность планеты пока что недоступна наблюдениям. Поэтому мы знаем только немногое об атмосфере Венеры. В основном она состоит из огромного количества углекислого газа. Его здесь раз в 500 больше, чем в атмосфере Земли.

Весьма удивительно, что при большом сходстве Венеры с Землей по величине, массе и плотности в ее атмосфере не обнаружено паров воды и кислорода. Отсутствие паров воды объясняется довольно просто. В атмосфере Земли на уровне океана содержится 1,20 процента паров воды, а на высоте 11 километров всего 0,01 процента. Таким образом, если допустить, что высота облаков над поверхностью Венеры равна 11 километрам, то содержание паров воды над ними должно быть слишком ничтожно, чтобы их можно было обнаружить при помощи спектрального анализа.

Трудно понять отсутствие в атмосфере Венеры кислорода. К этому вопросу мы еще вернемся в дальнейшем.

Рассмотрим атмосферу Марса. В ней обнаружен углекислый газ, и притом в количестве вдвое большем, чем в атмосфере Земли. Что касается паров воды и кислорода, то они находятся за пределами, доступными наблюдению. А между тем мы знаем, что на Марсе вода есть, следовательно, должны быть и пары ее в атмосфере. Но исследования не обнаруживают их. По-видимому, спектральный анализ в данном случае не может преодолеть маскирующего влияния паров воды и кислорода земной атмосферы.

Можно думать, что в атмосфере Марса находится в значительном количестве азот, но обнаружить его непосредственными наблюдениями до сих пор не удалось, так как в доступных наблюдению участках спектра у него нет резких линий поглощения.

Точные данные о давлении атмосферы на Марсе впервые были получены советскими астрономами академиком В. Г. Фесенковым и профессором Н. Н. Сытинской. Плотность атмосферы на Марсе такая, как на высоте 10–15 километров над поверхностью Земли.

Перейдем теперь к планетам-гигантам. В их атмосферах найден в большом количестве газ метан — химическое соединение углерода с водородом.

Вот соответствующие числа для толщи метана в атмосферах при нормальном давлении и температуре: Юпитер — 150 метров, Сатурн — 350 метров, Уран — 1 500 метров, Нептун — 2 500 метров. Как видим, количество метана от Юпитера к Нептуну сильно увеличивается, но это увеличение в значительной степени кажущееся. Объясняется оно присутствием аммиака. В атмосферах Юпитера и Сатурна аммиак нaходится в газообразном, капельно-жидком и в твердом состоянии. Вероятно, облака, плавающие в их атмосферах, состоят из капелек и кристаллов аммиака, а также других неизвестных нам пока что веществ. Облака закрывают от нас ниже лежащие слои атмосферы и, таким образом, уменьшают влияние метана на спектр планет. Иное дело на Уране и Нептуне. Температура в верхних слоях атмосфер этих планет уже настолько низка, что весь аммиак превратился в кристаллы, которые осели в глубокие, более плотные слои. Метановая атмосфера просматривается здесь во всю ее толщу, свет Солнца проникает далеко вглубь, проходит обратно такой же путь и попадает на Землю в приборы астронома.

Таким образом, увеличение содержания метана в атмосферах планет-гигантов от Юпитера к Нептуну может быть явлением не действительным, а только производным, кажущимся. Эта мысль нам понадобится при рассмотрении вопроса о возможности жизни на планетах-гигантах.

Планета Марс (рис. 1) в среднем один раз в 2 года и 50 дней находится почти против Солнца по отношению к Земле. Такое положение Марса называется противостоянием.

Но так как путь (орбита) и Земли и Марса вокруг Солнца несколько вытянуты (в виде эллипсов), то расстояние между Землей и Марсом во время его противостояний меняется в довольно широких пределах. Один раз в 15 или 17 лет, во время великого противостояния, расстояние между Марсом и Землею уменьшается до 56 миллионов километров. Наоборот, при наименее благоприятном противостоянии, наступающем приблизительно через 8 с половиной лет, расстояние между ними равно 99 миллионам километров. На схеме представлена орбита Земли и орбита Марса с указанием его противостояний в период с 1939 по 1956 год.

Великое противостояние бывает тогда, когда Марс пересекает линию, на которой написано «перигелий», что значит ближайшее расстояние от Солнца. В последние десятилетия ближайшее к перигелию противостояние Марса было в 1939 году, а следующее должно произойти в 1956 году.

Естественно, что во время великих противостояний Марса астрономы могут с наибольшим успехом изучать его природу.

В 1909 году, когда было одно из великих противостояний Марса, я работал в знаменитой Пулковской обсерватории, изучая главным образом оптические свойства межзвездного пространства. Однако такое сравнительно редкое астрономическое явление, как великое противостояние Марса, вызвало у меня непреодолимое желание сфотографировать планету при помощи громадного Пулковского рефрактора, объектив которого имел 75 сантиметров в диаметре и фокальную длину в 14 метров. Несмотря на это, он давал диаметр Марса на фотопластинке всего в 1,5 миллиметра.

В то время астрофизик Пулковской обсерватории А. А. Белопольский производил этим рефрактором свои знаменитые исследования движения звезд в направлении луча зрения. В ответ на мою просьбу он уступил мне рефрактор для наблюдения Марса.

В наблюдениях мне помогал студент Петербургского университета Н. Н. Калитин, ставший впоследствии выдающимся исследователем солнечного излучения.

Своей целью я поставил изучение физических свойств Марса и, в частности, возможности существования на нем растительности.

Для меня было ясно — начинать надо с исследования окраски разных мест планеты. Этого можно было достигнуть при помощи фотографирования ее в лучах разного цвета.

Вместе с Н. Н. Калитиным мы приступили к изготовлению светофильтров, окрашивая желатин на стекле анилиновыми красками. В основном это были светофильтры тёмнокрасный, светлокрасный, желтый и зеленый. В то время еще не было в продаже фотопластинок, чувствительных к лучам света, проходящим через такие светофильтры, но были уже порошки, спирто-водный раствор которых делал обычные фотопластинки чувствительными к этим лучам. Мы сами сделали деревянную фотокамеру, надевающуюся на рефрактор.