Картографирование Марса

В начале XIX века повышение размера и качества оптики телескопов значительно сказалось на развитии астрономии и иных научных дисциплин. Наиболее заметным среди этих усовершенствований были двухкомпонентные ахроматические линзы с немецкой оптикой Йозефа Фраунгофера, которые по сравнению с предшественниками существенно устраняли коматическую аберрацию — оптический эффект, который искажает внешний край изображения. В 1812 году во время противостояния Марса, два немецких астронома, Иоганн Генрих фон Медлер и Вильгельм Беер для детального изучения планеты использовали 95-миллиметровый рефрактор с оптической системой Фраунгофера. В качестве точки отсчета они выбрали характерную особенность рельефа, отстоящую южнее от экватора на 8° (позже получившую название Синус Меридиан и выбранную в качестве нулевого меридиана Марса). Во время своих наблюдений они установили, что большинство особенностей поверхности Марса являются постоянными, а точнее, не меняются в период вращения планеты. В 1840 году Медлер скомбинировал изображения, полученные за 10 лет наблюдений, и составил более точную карту поверхности. Вместо того, чтобы давать название различным маркерам, Беер и Медлер обозначали их буквами: например Меридиан-Бэй (Синус Меридиан) был обозначен буквой «А». В 1858 году, во время противостояния Марса, итальянский астроном отец Анджело Секки, работая в Ватиканской обсерватории, заметил на Марсе большие треугольные особенности голубого цвета, которые он назвал «Голубой Скорпион». Некоторые из этих сезонных облакоподобных образований обнаружил в 1862 году английский астроном Джозеф Норман Локьер, также они впоследствии были обнаружены и в других обсерваториях. В том же 1862 году, голландский астроном Фредерик Кайзер провёл картографирование Марса, во время его оппозиции. Сравнивая свои иллюстрации с иллюстрациями Христиана Гюйгенса и Роберта Гука, он смог уточнить период вращения, составивший 24ч 37м 22,6с., с точностью до десятой доли секунды! В 1863 году, Анджело Секки, создает первые цветные иллюстрации Марса. Для обозначения особенностей рельефа он использовал имена знаменитых путешественников. В 1869-ом, он заметил два темных линейных объекта на поверхности, и назвал их «Canali», что по-итальянски обозначает «каналы, канавки» или «борозды». Ранее в 1867 году, на основе чертежей 1864 года английского астронома Уильяма Р.Дауэса, другой английский астроном Ричард Проктор создал более подробную карту Марса. Проктор назвал различные светлые и темные особенности рельефа Марса в честь астрономов прошлого и современности, которые внесли вклад в наблюдения планеты. В том же десятилетии, французским астрономом Камилем Фламмарионом и английским астрономом Натаниэлем Грином было произведено сопоставление различных карт и номенклатур.

В Лейпцигском университете (второй по старшинству университет на территории современной Германии) в 1862-1864 годах немецкий астроном Иоганн Золлнер использовал для наблюдения Марса спектроскоп, разработанный для измерения отражательной способности Луны, планет Солнечной системы и ярких звёзд, и получил суммарное альбедо Марса, равное 0,27. Между 1877 и 1893 годами, немецкие астрономы Густав Мюллер и Пауль Кемпф наблюдали Марс с использованием спектроскопа Золлнера. Они обнаружили малый коэффициент фаз (вариацию отражательной способности в зависимости от угла) и сделали вывод что поверхность Марса относительно гладкая и без больших изломов. Немного раньше, в 1867 году французский астроном Пьер Жансен и британский астроном Уильям Хаггинс использовали спектроскоп для изучения атмосферы Марса. Они обнаружили, что оптический спектр Марса практически совпадает со спектром Луны. В полученном спектре не были обнаружены линии поглощения воды, поэтому Жансен и Хаггинс предположили, что в атмосфере Марса присутствует водяной пар. Этот результат был подтвержден в 1872 немецким астрономом Германом Фогелем и в 1875 английским астрономом Эдвардом Маундером, но позже он оказался под вопросом. В 1877 году положение Марса вследствие противостояния было особенно благоприятно для наблюдения. Английский астроном Дэвид Гилл использовал эту возможность, чтобы с острова Вознесения оценить суточный параллакс Марса. С помощью этих измерений он смог более точно определить расстояние от Земли до Солнца, исходя из относительного размера орбит Марса и Земли. Он также отметил, что из-за наличия атмосферы у Марса, которая ограничивает точность наблюдений, край диска наблюдаем нечетко, вследствие чего сложно определить точное положение планеты. В августе 1877 года американский астроном Асаф Холл,используя 660-миллиметровый телескоп Военно-Морской Обсерватории США, открыл два спутника у Марса. Имена спутникам, Фобос и Деймос, были выбраны Холлом на основе предложения Генри Мадана, научного инструктора Итонского колледжа в Англии.

Немного о Марсианских каналах!

В 1877 году во время оппозиции Марса, итальянский астроном Джованни Скиапарелли использует 22-сантиметровый телескоп для составления подробных карт планеты. В частности, на этих картах в виде тонких линий были указаны каналы (которым он дал имена известных рек на Земле), однако впоследствии было показано, что это оптическая иллюзия. В 1886 году английский астроном Уильям Ф. Деннинг отметил, что эти линейные объекты носили нерегулярный характер. В 1895 году английский астроном Эдвард Мондер убедился, что линейные объекты были просто суммированием многих мелких деталей. В 1892 году французский учёный Камиль Фламмарион пишет о том, что эти каналы похожи на антропогенные, которые представители разумной расы могли бы использовать для перераспределения воды по умирающему марсианскому миру. Он выступает за существование таких жителей, и предположил, что они могут быть более развитыми, чем люди.

********

Под влиянием наблюдений Скиапарелли, востоковед Персиваль Лоуэлл основал обсерваторию с 30-ти и 45-ти сантиметровыми (12 и 18 дюймовыми) телескопами. Он выпустил несколько книг о Марсе и о жизни на планете, которые оказали большое влияние на общественное мнение. Каналы также были обнаружены другими астрономами, такими как Генри Джозеф Перротен и Луи Толлон, с помощью 38-ми сантиметрового рефрактора (система линз), одним из крупнейших телескопов того времени. Начиная с 1901 года А. Е. Дугласом были предприняты усилия по фотографированию каналов Марса; эти усилия увенчались успехом, когда в 1905 году Карл Отто Лампланд опубликовал фотографии каналов. Хотя эти результаты были широко приняты научным сообществом, некоторые учёные их всё же оспаривали, например: французский астроном Эжен Антониади, английский натуралист Альфред Уоллес и некоторые другие, так как «слабыми» телескопами каналы не наблюдались.

Пересмотр и уточнение планетарных параметров

В 1894 году американский астроном Уильям Кемпбелл обнаружил что спектр Марса идентичен спектру Луны, бросив сомнения на развивающиеся теории о схожести атмосферы Марса и Земли. Предыдущие обнаружения воды в атмосфере Марса были объяснены неблагоприятными условиями наблюдений. Однако результаты, полученные Кэмпбеллом считались спорными и были подвергнуты критике некоторыми членами астрономического сообщества, пока не были впоследствии подтверждены американским астрономом Уолтером Адамсом в 1925 году. Герман Струве использовал наблюдаемые изменения орбит спутников Марса для определения гравитационного воздействия планеты. В 1895 году он использовал эти данные для оценки диаметра планеты, и установил, что экваториальный диаметр на 1/190 больше полярного диаметра (в 1911 году он уточнил значение до 1/192). Этот результат был подтвержден американским метеорологом Вулардом в 1944 году. Поверхность, затемнённая желтыми облаками, была отмечена в 1870 году, при наблюдениях Скиапарелли. Ещё одно доказательство существования облаков было получено во время противостояний 1892 и 1907 годов. В 1909 году Антониади отметил, что наличие желтых облаков было связано с затемнением альбедо. Он обнаружил, что на поверхности Марса появлялось больше жёлтого в оппозиции, когда планета была ближе к Солнцу, и, следовательно, получала больше энергии. В качестве причины появления этих облаков он называл поднятые ветром песок и пыль. Используя вакуумные термопары в 254-сантиметровом (100-дюймовом) телескопе Хукера в «обсерватории Маунт-Вильсон» в 1924 году американские астрономы Сет Барнс Николсон и Эдисон Петтит смогли измерить тепловую энергию, излучаемую поверхностью Марса. Они определили, что температура колебалась от −68 °С (−90 °F) на полюсе до +7 °C (+45 °F) в середине диска (что соответствует экватору). В том же году измерением энергии Марса занялись американский физик Уильям Кобленц и американский астроном Карл Отто Лампланд. Результаты показали, что ночная температура на Марсе снизилась до −85 °C (−121 °F), что указывает на «огромные суточные колебания» в температурах. Температура марсианских облаков составляла до −30 °C (−22 °F). В 1926 году, путем измерения спектральных линий красного смещения орбитальных движений Марса и Земли, американский астроном Уолтер Сидни Адамс смог непосредственно измерить количество кислорода и водяного пара в атмосфере Марса. Он определил, что «экстремальные условия пустыни» были широко распространены и на Марсе. В 1934 году Адамс и американский астроном Теодор Данэм-младший установили, что количество кислорода в атмосфере Марса было менее одного процента. В 1920-е годы французский астроном Бернар Лио использовал «ПОЛЯРИМЕТР» для исследования свойств поверхности Луны и планет. В 1929 году он отметил, что поляризованный свет, исходящий от марсианской поверхности, очень похож на излучение Луны, хотя и предположил, что некоторые его замечания могут быть объяснены холодом, или, возможно, растительностью. На основании количества солнечного света, рассеянного в атмосфере Марса, он оценил толщину атмосферы Марса в 1/15 толщины атмосферы Земли. Это ограничивало поверхностное давление до уровня не более 2,4 кПа (килопаскаль), то есть 24 мбар (русское обозначение единицы давления). Используя инфракрасный спектрометр, в 1947 году голландско-американский астроном Джерард Койпер обнаружил двуокись углерода в атмосфере красной планеты. Он смог оценить что количество углекислого газа в атмосфере вдвое больше, чем на Земле. Тем не менее, поскольку он переоценил давление на поверхности Марса, Койпер ошибочно заключил, что ледяные шапки не могут состоять из замерзшей углекислоты. Основываясь на наблюдениях вблизи Земли астероида Эрос с 1926 по 1945 годы, немецко-американский астроном Евгений Константинович Рабе оценил массу Марса. В науке принята предложенная Скиапарелли система названий обширных светлых и темных областей и более мелких деталей поверхности Марса. Скиапарелли выделил следующие типы темных деталей: собственно моря, обозначавшиеся латинским термином Mare, заливы Sinus, озера Lacus, болота Palus, низины Depressio, мысы Promontorium, проливы Fretum, источники Fons, области Regio. Первый стандартизованный список наименований (с учетом карты Антониади 1929 года) и координат 128 основных деталей альбедо Марса была принята в 1958 году на X генеральной ассамблее Международного астрономического союза. Рабочая группа по наименованиям в Солнечной системе (англ. Working Group for Planetary System Nomenclature, WGPSN) была создана в 1973 году для стандартизации наименований для Марса и других космических объектов.