Уильям Шихан Планета Марс: История наблюдений и открытий
	Список иллюстраций Предисловие Глава 1 Движения Марса Глава 2 Пионеры Глава 3 "Ситуация, подобная нашей" Глава 4 Ареографы Глава 5 1877 год Глава 6 Подтверждения и споры Глава 7 Ловелл Глава 8 Как глаз интерпретирует Глава 9 Противостояние 1909 года. Глава 10 Вялый романс Глава 11 Космический корабль к Марсу Глава 12 Маринер-9 Глава 13 Викинги и дальше Глава 14 Стремительные луны Марса Глава 15 Наблюдение Марса Послесловие Приложение 1. Противостояния Марса, 1901 - 2035 Приложение 2. Великие противостояния Марса, 1608 - 2035 Приложение 3. Таблица данных для планеты Марс Приложение 4. Спутники Марса Примечания Отобранная Библиография

Глава 4
Ареографы

Марс ни в коем случае не легкий объект изучения. Это — маленький мир, только слегка больший чем половина диаметра Земли, и даже в наибольшем приближении он остаётся в 140 раз дальше, чем Луна. Кроме того, объекты на его поверхности имеют низкий контраст, и таким образом их трудно очертить точно. Чтобы изучать Марс должным образом, совершенные приборы и устойчивая атмосфера на Земле требуются.
Большие рефлекторы, используемые Гершелем и Шрётером, показывали определённые детали и позволили впервые разумно полно изучить полярные шапки планеты, осевой наклон и сезоны. Эти приборы, однако, были далеки от идеала; зеркалам, которые были сделаны из бронзы — сплава меди и олова — было трудно придавать нужную форму, и они легко темнели. (только в конце девятнадцатого столетия был введён более удовлетворительный метод серебрения зеркального стекла.)
Тем временем, рефрактор начал своё возвращение. В 1729, англичанин по имени Chester Moor Hall показал, что Ньютон преждевременно посчитал проблему рефрактора неразрешимой. Холл показал, что, когда вогнутая линза из свинцового стекла была объединена с выпуклой линзой из обычного стекла, хроматическая аберрация, производимая одной линзой, компенсировалась аберрацией второй линзы для некоторой полосы длин волн, а именно для желто-зеленой спектральной области, к которой человеческий глаз наиболее чувствителен. Он обнаружил тайну ахроматической линзы, но сам он не преследовал работу далее, и важность его открытия полностью не понималась другими оптиками. Только после 1750 года другой англичанин, Джон Доллонд (John Dollond), вошел в бизнес со своим сыном Питером, чтобы делать ахроматические линзы на коммерческом основании.
Хороший рефрактор с 64-миллиметровой объективной линзой мог теперь иметь длину 51 см вместо 6.1м, как во дни воздушных телескопов. Очевидно, это было огромное усовершенствование; но даже в этом случае, ранние приборы этого типа были далеки от совершенства. Их компоненты не были правильно согласованы, и яркие цели, замеченные с их помощью, продолжали иметь неприятное количество несфокусированного света (вторичный спектр), так, что они были окружены зелеными и винного цвета краями. Позже, в порядке корректировки вторичного спектра, Питер Доллонд стал добавлять ещё третий компонент к своим линзам. Одна из этих триплетных линз с 95-миллиметровой апертурой была куплена Невиллом Маскелином для Королевской Обсерватории в Гринвиче, а другая, 97 мм, была приобретена богатым знатоком доктором Уильямом Китченером, который прокомментировал покупку "она показывает диски Луны и Юпитера столь же белыми и столь же свободными от цвета как рефлектор." Но прогресс этого направления был ограничен. Линзы, большие чем приблизительно 10 см в диаметре, оказалось, было почти невозможно сделать, потому что стекло, когда добавлялся оксид свинца, всегда развивало полосы и неоднородности.
Шрётер мало наблюдал Марс после 1800 года. Вместо него, наиболее прилежным наблюдателем этого периода был француз Оноре Флогер (Honore Flaugergues), более известный сегодня как исследователь большой кометы 1811 года. Он имел частную обсерваторию в Viviers (Ardeche) в юго-восточной Франции, чей главный прибор был довольно неэффективный ахромат с 13.4-метровым фокусным расстоянием, дававшим обычное увеличение только 90x. Флогер начал наблюдать Марс в противостоянии 1796 года, но выполнил особенно полную программу в противостояниях 1809 и 1813, последнее из которых являлось первым перигелийным противостоянием нового столетия. Он отметил более видные пятна на диске, которые казались тёмно-красными на нём, и вычислил время, за которое вращение планеты должно вернуть эти детали на то же место снова. Он нашел большие расхождения, однако, и был неспособен полагать, что он наблюдал твердую поверхность планеты. Вместо этого, он принял заключение Шрётера, что только атмосферные объекты были видны. "Эти пятна, казалось мне, были в общем смущающими и плохо определенными," — он написал в 1809, — "до степени, что было трудно отличить точно их внешние края и их полное проявление. Я могу говорить только, что обычно южная часть диска была областью Марса, которая содержала основные пятна. ". Как отмечено ранее, мы теперь знаем, что Марс иногда затеняется завесами и облаками пыли, и некоторые историки заявили, что Флогер был первый, увидевший их; здесь я должен не согласиться; Флогер просто не был достаточно хорошим наблюдателем, и его телескоп был слишком маленький и слишком грубый, чтобы произвести заслуживающие доверия результаты. Ясно, что со всем своим усердием он не достиг никакого существенного прогресса после Шрётера или даже Миральди.
В дополнение к довольно перепутанным наблюдениям пятен на Марсе, Флогер заметил скорость плавления южной полярной шапки и отметил, что, если она состояла из льда и снега, "как каждый верит," это доказывает, что Марс, несмотря на его большее расстояние от Солнца, должен быть более теплым, чем Земля!
Тем временем, важные достижения имели место в оптике. В 1799 году швейцарский ремесленник Гуинанд (Pierre Louis Guinand) обнаружил, что безупречные диски такого размера, как 15 см в диаметре, могли быть сделаны из свинцового стекла, если масса размешивалась во время охлаждения. Гуинанд двинулся в Мюнхен в 1805 году, и там он присоединился к силам блестящего молодого оптика, Йозефа Фраунгофера, кто под наблюдением Гуинанда стал чрезвычайно опытным в изготовлении стёкол. Кроме того, Фраунгофер фактически изобрел науку правильного проектирования ахроматических линз объектива, использующих только два компонента. К 1812 он преуспел в создании прекрасного ахромата 19 см в диаметре. Рефракторы Фраунгофера производили ясные, блестящие изображения Луны и планет, и превзошли большие рефлекторы, используемые Гершелем и Шрётером. К 1813 году, когда обсерватория Шрётера в Лилиентале была разрушена французами, рефрактор снова стал доминировать над астрономией — действительно, девятнадцатое столетие станет "столетием рефрактора".
Среди первых пользователей рефрактора Фраунгофера, наблюдавших Марс, был Куновский (Georg Karl Friedrich Kunowsky). Он был адвокат профессией, и служил в юстисрате в Берлине, но Куновский был также зорким астрономом-любителем. С 11-сантиметровым фраунгоферовским рефрактором он сделал множество эскизов тёмных пятен в неблагоприятном противостоянии 1821 года. В отличие от Шрётера и Флогера, однако, Куновский пришел к выводу, что пятна были объектами на твёрдой поверхности. Впрочем, его результаты были едва ли категорические, и вопрос — через 163 года после того, как Гюйгенс сделал первый набросок Большого Сирта, остался нерешенным. Раз так, легко понять, почему никто не видел никакого смысла в попытке нарисовать карту планеты.
Всё это изменилось, когда появились Вильгельм Бэр (Wilhelm Beer) и Иоганн Генрих Медлер (Johann Heinrich Madler), которые начали следующую новую эру в изучении Марса — период, описанный Фламмарионом как географический. Так изучение Марса продвигалось медленными и неуверенными шагами; после Бэра и Медлера осталось много неуверенности, но впредь результаты опирались на более твердое основание. Фламмарион, своим несравнимым способом, сказал это лучше всего: "Кристофер Колумб был счастлив, когда он был приостановлен Американским континентом во время рейса к противоположной стороне Азии. Марс не имеет своего Кристофера Колумба. Он достиг известности единственно тем, что дотронулся до Америки; фаланга астрономов была занята в течение больше чем столетия, изучая свой астрономический континент. Но Бэр и Медлер заслуживают памяти как истинные пионеры в этом новом завоевании."
Медлер был рожден в Берлине в 1794 году, сын мастера приспособлений. Он научил себя читать к возрасту четырёх лет, и материнский дядя, Пауль Стробач, распознав его способность, устремил его, чтобы получить музыкальное образование. В возрасте двенадцати лет он был послан в гимназию Friedrich-Werdersche в Берлине. Тем временем всплыл на поверхность его интерес к астрономии, вдохновлённый Большой Кометой 1811 года, обнаруженной Флогером. Медлер, оказалось, был превосходным ученым и казался предназначенным для академической карьеры, но тогда бедствие ударило — когда ему было девятнадцать, вспышка сыпного тифа забрала жизни и его родителей, и его материнского дяди, и он оказался увешанным ответственностью поддержки четырех младших родственников. Он отказался от своих академических мечтаний и зарегистрировался без экзаменов в Kusterschen-ской семинарии, чтобы стать преподавателем начальной школы. В то же самое время он начал давать уроки как частный учитель, и в 1819 году основал школу в Берлине для детей родителей с ограниченными способностями — очевидно, не очень прибыльный способ зарабатывать на жизнь. Тем временем, он начал посещать Университет Берлина и слушал, среди других, лекции Дирихле по высшей математике и Иоганна Элерта Боде и Джоханна Франца Энке по астрономии.
Поворотный момент в его жизни наступил в 1824 году, когда он встретил Вильгельма Бэра, обратившегося к нему для частных уроков по высшей математике и астрономии. Бэру, зажиточному банкиру, только что принявшему семейный банковский бизнес от своего отца, Якоба Герца Бэра, было тогда двадцать семь лет. Его братьями были поэт Мишель Бэр и композитор Якоб Бэр, который играл в стиле самого Meyerbeer и обещал стать наиболее успешным оперным композитором того времени.
После того, как он встретил Медлера, Бэр решил основать свою собственную обсерваторию. Основным инструментом был 95-миллиметровый фраунгоферовский рефрактор, установленный экваториально и оборудованный часовым двигателем, позволяющим ему следовать за суточным дрейфом звезд. Бэр поставил телескоп около своей виллы, на платформе в известном Tiergarten под поворотным куполом 12 футов в диаметре, чьи заслонки открывались на участок неба 20° шириной. Телескоп был установлен к 1828, и двумя годами позже Бэр и Медлер начали использовать его для картографирования Луны, и за эту работу их в основном и помнят. (долго было признано, что большинство фактической картографии было сделано Медлером; главный вклад Бэра был в разрешении ему использовать обсерваторию!)
Они наносили на карту Луну в течение нескольких месяцев, а потом противостояние Марса в перигелии 19 сентября 1830 года дало им большие возможности. В течение нескольких недель вокруг этой даты Бэр и Медлер многократно наблюдали Марс. Их первая цель была, чтобы точно определить его период вращения, и в то же самое время они надеялись установить раз и навсегда, действительно ли пятна на поверхности Марса были переменными.
3.75-дюймовый фраунгоферовский рефрактор Бэра, хотя и скромного размера, был первоклассным телескопом и давал большую чёткость, чем большие рефлекторы Гершеля и Шрётера. Даже в этом случае, Бэр и Медлер нашли, что марсианские поверхностные объекты были слабыми и неточно указанными, что объясняет, как острое разногласие относительно их природы и постоянства могло продолжиться столь долго. Они написали, что “использование микрометра не казалось удобным для нас, толщина нитей причиняла большее количество неуверенности в измерении таких едва уловимых объектов, чем при оценке непосредственно глазом. Рисунки выполнялись сразу при взгляде в телескоп. Обычно проходило некоторое время, прежде чем неопределенная масса света разрешалась в изображение с распознаваемыми деталями. Мы затем пытались оценивать координаты наиболее чётких пунктов, используя белое пятно на южном полюсе для определения центрального меридиана, и только тогда делали набросок остальных деталей… Наконец, каждый из нас сравнивал рисунок с изображением в телескопе, проверяя, все ли увиденное отмечено нами на карте и достаточно ли достоверно изображение”.
После их исследований мало кто сомневался, что детали были постоянными. "Наши наблюдения," — они написали, — "являются таким образом в важном разногласии с более ранними.... Гипотеза, что пятна подобны нашим облакам, кажется, стала опровергнутой."
С самого начала наблюдений внимание Бэра и Медлера было поражено маленьким круглым пятнышком, "отходящим от холмистой ленты." Это круглое пятно было представлена очень несовершенно Гершелем в 1783, и несколько раз Шрётером в 1798, но Бэр и Медлер были первые, ясно показавшие его. Оно лежало только в 8° к югу от экватора, и они расценили его как удобную контрольную точку для определения периода вращения Марса. Более поздние астрономы согласились с пригодностью их выбора — со времён Бэра и Медлера та точка определяет нулевой меридиан Марса, и Камилл Фламмарион позже назвал это место Залив Меридиана (Sinus Meridiani). Бэр и Медлер же, вместо придумывания названий для разных нанесённых на карту деталей, просто обозначили их буквами, — таким образом, маленькое круглое пятно было обозначено буквой a, Большой Сирт — efh, и так далее. По наблюдениям пятна a, они определили период вращения в 24 часа 37 минут 9.9 секунд.
В 1830 году Бэр и Медлер начали подробное изучение южной полярной шапки. Они следили за её быстрым сокращением и отметили, что оно продолжалось до марсианского сезона, соответствующего нашей середине июля. Потом шапка начала медленно увеличиваться снова. Эти наблюдения предоставили сильную поддержку идее, что она состояла изо льда и снега.
Хотя Бэр и Медлер смогли подтвердить некоторые из своих более ранних результатов в противостояниях 1832 и 1834 - 35, нового они смогли добавить немного. В 1837 году они начали использовать намного больший инструмент, 24-сантиметровый рефрактор Королевской Обсерватории Берлина. Несмотря на этот превосходный телескоп, однако, они были очень затруднены большим расстоянием от Марса до Земли и "почти беспрецедентно плохой погодой" в Берлине. Однако, они достигли некоторых полезных результатов. Они пересмотрели период вращения — 24 часа, 37 минут, 23.7 секунд — очень близко к принятой теперь величине. Это было, они отметили, на 2 минуты короче, чем период, найденный Уильямом Гершелем, но они смогли объяснить несоответствие после тщательного рассмотрения записей Гершеля с 1777 по 1779 год. В течение интервала, который использовал Гершель для вычисления периода вращения, Марс совершил на один оборот больше, чем он думал. С учётом этого, согласие с их собственными результатами было превосходным.
В 1830 году быстро сжимающаяся полярная шапка юга была обращена к Земле; в 1837 к Земле была повёрнута северная полярная шапка. Два пятна показывали заметно различное поведение; центры обоих отстояли на несколько градусов от полюсов, но южная полярная шапка вырастала намного большей. В то же самое время, её отступление было более быстро и полно; самый маленький размер, зарегистрированный Бэром и Медлером для южной полярной шапки, был 6°, в то время как северная полярная шапка никогда не сжималась меньше 12° или 14°.
Есть прекрасные логические причины для этих различий, и они имеют отношение к характеру марсианских сезонов. Чтобы делать это ясным, полезно представить календарь, основанный на Ls, ареоцентрической долготе Солнца, которая даёт позицию Марса на орбите относительно линии “Марс — Солнце”, проведённой в момент весеннего равноденствия в северном полушарии, которое отмечает начало северной весны. Эта точка определена как Ls = 0°. Северная весна длится от Ls = 0° до 90°, лето от 90° до 180°, осень от 180° до 270°, и зима от 270° до 360° (или 0°). (Как на Земле, сезоны в марсианском южном полушарии отличаются на 180° от соответствующей стадии северного полушария, так, что в южном полушарии лето, когда в северном зима, и наоборот.) Так как год Марса почти вдвое дольше земного — он длится 668.6 марсианских суток, или соль (1 соль = 24 часа, 37 минут, 22.663 секунды), — из этого следует, что марсианские сезоны будут намного более длинны, чем таковые Земли. Они также более неодинаковы — последствие намного большего эксцентриситета марсианской орбиты. Детали показаны в таблице 1.
Так как перигелий Марса лежит на Ls = 250.87°, планета проходит через эту точку поздней весной южного полушария. Марс тогда находится на 43 миллиона км ближе к Солнцу и получает на 45 процентов больше солнечного тепла, чем в афелии (Ls = 70.87°). Таким образом, в южном полушарии весна и лето короче, но намного теплее, чем весна и лето северного полушария, с пиковыми температурами на 30°C выше. Наоборот, осень и зима южного полушария, которые происходят около афелия, намного более холодные и длинные. Южное полушарие, таким образом — место крайностей; северное полушарие имеет относительно умеренный климат.
Поведение полярных шапок отражает эти обстоятельства. Южная полярная шапка вырастает до огромных размеров в течение длинной, холодной зимы южного полушария и сжимается быстро в течение короткого, горячего лета. Северная шапка, отражая более умеренные сезоны полушария, не изменяется в таких широких пределах. Есть также различия в их составе, о чём я подробнее буду говорить позже. Северная шапка главным образом состоит из водного льда, а южная — из замороженного углекислого газа. В дополнение к изучению полярных шапок, Бэр и Медлер продолжили делать наброски тёмных пятен на планете. Темная область, окружающая северную полярную шапку, казалось, подвергалась особенно заметным изменениям — в 1837 году она имела неравную ширину и не всюду была одинаково черной, хотя смотрелась всё ещё заметно темнее, чем другие пятна; к 1839 году она стала слабой и узкой. Эти изменения можно было объяснить, как они предположили, если темная область была болотистой почвой, увлажнённой талой водой от отступающего снега. Были времена в 1837 году, когда Марс был почти невыразителен, кроме полярного пятна, которое всегда оставалось отчетливым в поле зрения. Действительно, даже пятно efh (Большой Сирт) совсем не было хорошо определённым. Несмотря на неустойчивую атмосферу в Берлине в том году, соблазнительно полагать, что некоторые из помрачений, возможно, были связаны с Марсом и вызваны облаками и завесами пыли, которые, как известно, развиваются время от времени.
В 1840 году Медлер объединил все результаты наблюдений и нарисовал первую карту Марса, когда-либо сделанную человеком. По общему признанию, она оставляет желать лучшего, но тем не менее представляет собой огромный шаг вперед. В тот же самый год Медлер оставил Берлин, чтобы стать директором Дерптской Обсерватории в Эстонии, и во время противостояния 1841 сделал только несколько наблюдений с 24-сантиметровым рефрактором в Дерпте. Опыт 1837 года был повторен; хотя он смог увидеть снова некоторые из пятен более ранних лет, он напрасно пытался увидеть остальные, включая заметное круглое пятно a. Он больше не был настолько уверен относительно длительной стабильности деталей.
Башня Медлера и Бэра стоит настолько выше их современников, что есть отличная опасность упустить других наблюдателей, активных в то время. Был сын Уильяма Гершеля Джон, например, большой самостоятельный астроном. Он рассматривал охристые области Марса как континенты и предложил, что они могли быть сложены породами, подобными красным лимонитам Земли; тёмные области он расценивал как моря, так как, он отмечал, вода поглощает свет более сильно, чем земля. Он также отметил зеленоватые оттенки в морях, хотя и подозревал, что они могут быть иллюзорными — простой оптический эффект, следующий из контраста с охристыми областями. Как мы будем видеть, цвета Марса станут одной из наиболее обсуждаемых особенностей планеты. Другой ведущий астроном этого периода был Франсуа Араго (Francois Arago), который в 1830 году стал директором Парижской Обсерватории. Он тоже отметил цвета планеты, находя розовые оттенки преобладающим при низких разрешениях; с большими телескопами, однако, они последовательно переходят в апельсиновые, желтые, и наконец в лимонные. Он согласился с юным Гершелем, что зеленоватый оттенок тёмных областей был контрастный эффект.
Следующее противостояние в перигелии имело место 18 августа 1845 года, и оно стало незабываеым благодаря открытию Митчеллом (Ormsby MacKnight Mitchel) из обсерватории Цинциннати большой отдельной области в южной полярной шапке (с центром под 75° S, 320° W) которая начинает отделяться от края шапки каждый год в одно и то же время (Ls приблизительно 240°). Конечные остатки не исчезают в течение ещё двадцати или тридцати дней. Эта местность всё ещё иногда упоминается как "Горы Митчелла", но это название неправильное — область не гористая, на самом деле она лежит ниже окружающего ландшафта.
Когда лучшие телескопы стали более широко доступными, и все больше людей стало приобретать страсть, чтобы наблюдать, число наблюдений Марса увеличилось. Усовершенствование качества рисунков в течение тридцати лет после работ Бэра и Медлера было драматическим. В 1856 году, например, английский любительский астроном и пионер фотографии Уоррен де ла Рю (Warren de la Rue) сделал несколько превосходных рисунков с 33-сантиметровым рефлектором — на одном, Большой Сирт, или Море Песочных часов, кажется очень узким; на другом, заметное круглое пятно, описанное Бэром и Медлером, представлено как направленный язык.
В противостояние 1858 года, Марс экстенсивно наблюдал астроном-иезуит Анджело Секки (Angelo Secchi), директор обсерватории Collegio Romano в Риме. Секки использовал 24-сантиметровый экваториальный рефрактор с силой увеличения 300 - 400x. В одном из первых наблюдений, 7 мая 1858, он описал "большое треугольное пятно, синее по цвету." Это было всё то же известное Море Песочных часов, но Секки дал ему другое имя, он назвал его "Atlantic Canale", прокомментировав это "он, кажется, играет роль Атлантики, которая на Земле, отделяет Старый Свет от Нового." Это было первое появление рокового термина canale, который по-итальянски может означать как "канал", так и "пролив". Сам Секки был непоследователен; позже он назвал тот же самый объект "Скорпионом" — неподходящее имя для его внешнего вида в то время.
Секки был увлечен большим разнообразием в оттенках марсианских объектов и даже предпринял первые цветные эскизы планеты пастелью. Он описал тёмные области, окружающие полярные шапки как "пепельного цвета," но большинство других тёмных областей казались синеватыми, со случайным оттенком зеленых. Что касается характера марсианских пятен, он написал: “ясно, что изменения [в полярных шапках] можно объяснять только плавлением снега или исчезновением облаков, охватывающих полярные регионы. Эти аспекты также доказывают, что жидкая вода и моря существуют на Марсе; это — естественный результат поведения снега. Это заключение подтверждено фактом, что синие детали, которые мы видим в экваториальных областях, не изменяются заметно в форме, принимая во внимание, что белые поля в окрестностях полюсов смежны с красноватыми областями, которые могут быть только континентами. Таким образом, существование морей и континентов… было сегодня окончательно доказано.”
В перигелийном противостоянии июля 1860 года Марс оказался очень далеко на юге, и таким образом его было трудно наблюдать в Северном Полушарии Земли, где большинство обсерваторий было расположено. В следующем противостоянии, в 1862 году, Марс был более благоприятно помещён, и множество наблюдателей воспользовалось преимуществом возможности, включая Секки в Риме, лорда Росса в Ирландии, и Вильяма Лассаля на Мальте. Важный ряд рисунков был сделан директором Лейденской Обсерватории, Фредериком Кайзером, который ещё раз определил период вращения, сравнивая свои рисунки со сделанными Гуком и Гюйгенсом в семнадцатом столетии — его результат был 24 часа, 37 минут, 22.6 секунд; он также скомпилировал лучшую карту планеты того времени, продолжая использовать буквы, чтобы определять различные объекты. Другой квалифицированный наблюдатель был Локиер (J. Norman Lockyer), английский астроном, которому было предначертано судьбой играть видную роль в поздней викторианской науке. Локиер использовал 16-сантиметровый рефрактор, и его рисунки Марса, по оценке Э. М. Антониади, "дали нам первое действительно правдивое представление планеты." Этот английский астроном принимал основное постоянство тёмных областей, хотя он отметил, что были очевидные изменения через какое-то время. Таким образом, чтобы дать хотя бы один пример, озеро Солнца — "Oculus", или Глаз, как его тогда называли, был изображен почти круглый Бэром и Mадлером, стал отчетливо удлиненным ко времени Локиера. Тем не менее Локиер верил, что другие изменения объяснялись облаками — действительно, его рисунки указывают, что были некоторые довольно постоянные завесы над Эритрейским морем в 1862 году. Подобно Секки, он полагал, что зеленоватые области были моря, а румяные — континенты.
Эта вера была к тому времени общепринятой, хотя Секки вообще-то забегал вперёд, утверждая, что это было доказано. Несколько астрономов, во всяком случае, остались скептическими. Оксфордский профессор геологии по имени Джон Филипс, один из наиболее активных наблюдателей Марса в противостояние 1862 года написал, что "большая часть областей на севере казалась яркой, и часто красноватой, как [если бы] это была земля, в то время как большая часть южных регионов имела серый оттенок, который рассматривают как указатель на воду, но он разбавлен различными следами оттенков, более или менее приближающегося к таковым более ярких пространств северного полушария." Хотя он застраховался относительно того, были ли тёмные пятна на самом деле морями или просто серыми равнинами подобно таковым Луны, он указал, что, если они являются морями, зеркальное отражение Солнца должно быть видимо на них. Согласно более поздним вычислениям Дж. В. Скиапарелли, это отражение казалось бы столь же ярким, как звезда третьей величины. Много лет точное место, где должно быть это подобное звезде изображение, издавалось в физических эфемеридах планеты, но его так никто и не увидел. Тем временем, иное объяснение особенностей марсианской поверхности озвучил Лиаис (Emmanuel Liais), французский астроном, оставивший Парижскую Обсерваторию и переехавший в Бразилию, где он стал директором обсерватории Рио-де-Жанейро. Лиаис предложил, что румяные области — это песчаные пустыни, а тёмные пятна — обширные заросли растительности, хотя следует отметить, что его идеи получили небольшое внимание в то время.
Противостояние 1 декабря 1864 было совсем не столь же хорошим, как в 1862 году — Марс достиг максимального диаметра всего лишь 17.3", но в это время провёл своё незабываемое исследование преподобный Вильям Дэйвс (William Rutter Dawes), сын преподавателя математики, работавший однажды астрономом в экспедиции в Ботаническом заливе в Австралии. Дэйвс, как молодой человек, изучил медицину и позже стал священнослужителем в маленькой независимой конгрегации в Ormskirk, к северу от Ливерпуля. После того, как терпящее неудачу здоровье вынудило его прекратить работу в конгрегации, он посвятил себя исключительно астрономии. В 1840-ых он был помощник в частной обсерватории богатого бизнесмена, Джорджа Бишопа, по адресу: святого Джона Вуда, Лондон. После второго брака на вдове поверенного Ормскирка Дэйвс приобрёл финансовую независимость, в которой он нуждался, чтобы основать свою собственную частную обсерваторию, сначала в Cranbrook в Кенте, затем, с 1857 года и до смерти в 1867, в Haddenham в Бэкингемшире. Он был исключительным наблюдателем, с необыкновенной цепкостью взгляда, но только при наблюдениях в телескоп: он был так ужасно близорук, что мог пройти мимо своей жены на улице, не узнав её!
Дэйвс уже сделал некоторые рисунки Марса в 1862 году и в более ранних противостояниях. В 1864 году он использовал 20-сантиметровый рефрактор Кука, обычно дающий увеличение 258x. Его рисунки, как писал Ричард Энтони Проктор (Richard Anthony Proctor), "являются гораздо лучшими, чем любые другие… Эскизы Бэра и Медлера хороши, как и некоторые Секки (хотя они кажутся ужасно нарисованными). Также замечательны Nasmyth, Phillips, два рисунка де ла Рю, а Локиер дал лучший ряд набросков, чем кто-либо из вышеперечисленных. Но на рисунках мистера Дэйвса есть множество деталей, которые делают их лучше всех остальных." Камилл Фламмарион согласился: "рисунки... Дэйвса привнесли новую точность в изучение Марса." Актуальный момент: то, что Бэр и Mадлер принимали за маленькое, совершенно круглое пятно (деталь, которую они обозначили как a), было изображено Уорреном де ла Рю как заострённое и Локиером как удлиненное пятно; Дэйвс, однако, увидел там залив с двумя ответвлениями, чьи продолжения, он отметил, дают впечатление "двух очень широких устий реки, которую однако я так и не смог проследить… Может быть, море отступило от той части побережья, и оставило язык подвергнутой его воздействию земли." Это был знаменитый "разветвленный залив Дэйвса" — название, которое все ещё используется время от времени.
К 1860-ым, диаграммы Бэра и Медлера безнадежно устарели. Кайзер был определенно лучше, но он не сделал ничего, чтобы усовершенствовать старую систему буквенных обозначений, которая становилась все более неудобной. За эти годы несколько имен вошли во всеобщее, но неофициальное использование для наиболее видных или исключительных деталей — Море Песочных часов и Глаз, например, но большинство объектов остались безымянными.
Первая попытка найти более подходящую марсианскую номенклатуру была сделана Проктором. Он был плодовитым автором популярных книг по астрономии и, как мы видели, большой поклонник Дэйвса. В 1867 году Проктор составил карту Марса, основанную, грубо говоря, на рисунках Дэйвса. Он объяснил свою систему наименований, говоря, "я применил к различным деталям имена тех наблюдателей, которые изучили физические объекты, представленные Марсом." Для более поздних ссылок, некоторые из его названий здесь показаны в паре с предложенными позже Скиапарелли:

Номенклатура Проктора часто критиковалась, главным образом потому, что очень многие из его названий даны в честь английских астрономов, а также потому, что он использовал многие имена больше чем однажды: в частности, Дэйвс появился не менее шести раз (Океан Дэйвса, Континент Дэйвса, Море Дэйвса, Пролив Дэйвса, Остров Дэйвса и Разветвлённый Залив Дэйвса). Кроме того, как Скиапарелли позже жаловался, карта Проктора даже "представляла результаты наблюдений Дэйвса неточно." Но и в этом случае, названия Проктора — не без обаяния, и при всех своих недостатках, они были основой, на которой более поздние астрономы могли сделать — и сделали — лучший вариант.
Через квалифицированную работу Дэйвса основные очертания Марсианских "морей" и "континентов", — как думало о них большинство астрономов того времени, были надежно изображены. Кроме того, на тех тех же самых рисунках, на которых более широкие объекты марсианского диска так искусно и точно изображались, предварительные признаки класса более мелких деталей теперь впервые превысили порог чувствительности восприятия. От некоторых, хотя не всех, заострённых продолжений тёмных морей там, казалось, отходили тонкие, тонкие полосы, которые неощутимо растворялись снова в широкие охристых части планеты. Те же самые охристые области, Секки отметил, не были однородны, но казалось, были заполнен мелкими деталями, чей характер " было невозможно изображать, или даже вообразить."
Все это наводило на размышления. Более обширные детали марсианской поверхности, возможно, были полностью определены, но оставалось необнаруженным кое-что ещё — мелкие объекты, насчёт которых человечество стояло в 1860-ых на том же месте, где был Христиан Гюйгенс по отношению к крупным деталям двумя столетиями раньше.
Наблюдения ранних пионеров были ограничены хроматической аберрацией и дифракцией, которые сокрушили их приборы. Дифракция — последствие волнового характера света. Из-за этого, телескоп никогда не может формировать изображение звезды как совершенную точку; вместо этого, изображение — маленький диск, окруженный рядом колец — чем больше телескоп, тем меньше очевиден диск и более близко расположены кольца. В случае двойной звезды, если образцы дифракции накладываются слишком много, компоненты останутся неразрешёнными. (Сам Дэйвс, возможно лучше запомнен сегодня из-за разработки, которая известна как предел Дэйвса: апертура телескопа, определенная опытным путем, необходимая чтобы разделить близкие компоненты двойной звезды.) Дифракция, конечно, вступает также в критическую роль в наблюдении планетарных поверхностных деталей. Тонкую линию на планете, например, дифракция расширяет в полосу уменьшенной интенсивности с обеих сторон. Если линия меньше некоторой ширины, ее контраст с фоном настолько уменьшается, что глаз становится просто неспособным понять ослабленные тона.
Пределы видимости, установленные дифракцией, неукротимы; единственное средство — увеличить ширину апертуры используемого телескопа. Именно это увеличение в апертуре и соответствующее сокращение предела дифракции объясняет, почему Бэр и Медлер с 95-миллиметровой апертурой смогли выяснить только круглое пятно, в то время как Дэйвс с 20-сантиметровой видел разветвленный залив.
Секки, Кайзер, Локиер и Дэйвс, лучшие наблюдатели своего времени, все использовали инструменты с апертурами меньше чем 25 см. С такими приборами было возможно достигнуть, в течение самых устойчивых моментов атмосферы Земли, пределов видимости, установленных дифракцией. Естественно, превосходящие результаты ожидались от намного больших приборов. В 1862 году 47-сантиметровый рефрактор Кларка Диарборнской обсерватории в Чикаго вошел в службу, превосходя 38-сантиметровые рефракторы обсерваторий Гарварда и Пулкова, которые были встроены в начале 1840-ых. Но эра больших телескопов только начиналась. К 1870 году на деньги богатого любителя Р. S. Newall был основан 63-сантиметровый рефрактор Кука в Гейтсхеде, в северной Англии; и в 1873 году 66-сантиметровый рефрактор Кларка вошел в действие на американской военно-морской обсерватории в Вашингтоне, округ Колумбия. К сожалению, местоположения для этих больших телескопов едва ли могли быть выбраны хуже, и скоро стало глубоко очевидно, что есть другие волны, не менее влияющие на планетарные наблюдения, чем световые: атмосферные волны, которые налагают свой собственный барьер в наблюдении и к вездесущей фольге попыток, чтобы показать более мелкие планетарные поверхностные детали от Земли. Так как больший телескоп принимает большие и более сильные области атмосферной турбулентности, за некоторой границей — приблизительно 30 или 40 см — их преимущества над меньшими телескопами будут частично или полностью возмещены размытостью, по крайней мере большую часть времени. Из этого следует, что меньший инструмент, используемый в хороших условиях, может превзойти результаты намного большего, используемого в ужасных условиях (плохом состоянии атмосферы). После пятнадцати лет расстраивающих попыток использовать свой прибор, Newall писал, "Атмосфера имеет огромную важность в делах с наблюдением. Я имел только одну прекрасную ночь с 1870 года! Я тогда видел то, что я никогда не видел с тех пор."
К этому времени история марсианских исследований переплелась с оптическим усовершенствованием телескопа. Теперь мы входим в новую эру, в которой преследование лучших условий наблюдения — качество воздуха, который становится лучшим, когда он укладывает себя в неподвижные, устойчивые слои выше земли, — становится равно важным для поисков деталей на Марсе.

c 1996 Аризонский Пульт Регентов
--------------------------------------------------------------------------------
--------------------------------------------------------------------------------
назад на главную страницу