Атмосфера на Марсе
Содержание атмосферы на Марсе
Помимо углекислого газа, окиси углерода и аргона, спектроскопические измерения обнаружили в атмосфере Марса во долгой пар, озон и многие другие малые компоненты. Так, например, в спектрах, уходящего теплового излучения полученных с Mariner 9, идентифицированы вращательные полосы водяного пара.

Интерпретация спектров, теплового излучения Марса, зафиксированных с Mariner 9, показала, что в середине осени в южном полушарии общее содержание пара над большей частью планеты варьирует в пределах 10—20 мкм, но над северной полярной шапкой водяной пар не был обнаружен. Это является результатом существования сильного годового хода количества водяного пара в полярных зонах. Наиболее влажной (20—30 мкм осаждённой воды) является атмосфера над северной полярной шапкой в период весны, тогда как над южной полярной шапкой содержание водяного пара уменьшается к концу лета (южного полушария) до величин, меньших 0,7 мкм (ниже предела обнаружения).

Согласно наземным косвенным измерениям, предшествовавшим полётам АМС, предполагалось, что в атмосфере Марса содержится до 60 мкм осаждённой воды. Возможно, что крайняя сухость марсианской атмосферы, обнаруженная АМС, обусловлена аномально большим «захватом» водяного пара северной полярной шапкой, достигшей более южных широт, чем наблюдалось ранее. Не исключено и влияние аномальной пылевой бури, которое могло проявиться в адсорбции водяного пара из атмосферы при оседании частиц на поверхности.

Обнаружены значительные пространственные вариации содержания водяного пара, которое может меняться в два - три раза на расстоянии в несколько сотен километров. Из составленной сводки данных измерений при помощи наземных и космических методов, вытекает, что в 1974 г. наблюдался сезонный максимум количества водяного пара, прогнозируемый наземными методами на весну северного полушария. Низкую влажность в 1971 -1972 гг. следует приписать влиянию пылевой бури.

Несмотря на значительные успехи исследований Марса при помощи АМС, важный вклад в изучение изменчивости содержания водяного пара по-прежнему вносят наземные спектроскопические измерения. Интересные наблюдения, выполненные Э. С. Баркером на Макдональдской обсерватории в 1972 - 74 гг., позволили получить 469 серий измерений профиля спектральных линий водяного пара при трех положениях щели спектрометра: 1) вдоль меридиана (от полюса к полюсу); 2) вдоль различных кругов широт; 3) параллельно терминатору и на различных расстояниях от него. Анализ полученных по данным этих измерений закономерностей годового и суточного хода общего содержания водяного пара в атмосфере показал, что эти вариации обусловлены инсоляцией, а не местной топографией относительно уровня 6,1 мбар поверхности. В период высокого содержания водяного пара обнаружена слабая корреляция содержания с высотой подстилающей поверхности.

Наблюдённые закономерности подтверждают результаты, полученные ранее, и позволяют сделать следующие выводы: 1) содержание водяного пара в марсианской атмосфере мало в периоды обоих равноденствий, варьируя в пределах 5— 15 мкм осаждённой воды; 2) максимальное содержание (около 40 мкм) наблюдается в обоих полушариях после солнцестояния примерно на широте 40°; 3) положение максимума меренного профиля содержания водяного пара опережает максимум инсоляции на 10—20° широты; 4) в периоды «сухого» времени года, близкие к моментам равноденствий, когда содержание водяного пара составляет 5—20 мкм, оно может изменяться в суточном ходе в 2—3 раза при максимуме содержания в местный полдень; 5) под влиянием пылевой бури 1973 г. содержание водяного пара в атмосфере южного полушария уменьшилось до 3—8 мкм.