Не секрет, что самой популярный и азартной карточной игрой в мире является покер, однако профессионально играть в него умеют лишь единицы. Если Вы хотите узнать все про покер, тогда обязательно посетите сайт vsepropoker.ru, являющийся самым надежным и информативным гидом по карточным играм! Так же рекомендую посмотреть видео, посвященное данной теме: www.youtube.com/user/vsepropoker.

В 1996 г. сделал снимок прохождения спутника Ио перед Юпитером.

Радиоизлучение Юпитера часто происходит циклами по 3—4 дня, и их активность не связана явным образом с солнечной деятельностью. Получается, что как будто все источники радиоизлучения на Юпитере действуют одновременно или не действуют совсем, что как будто они возбуждаются какой-то общей причиной. Наконец, интересно отметить, что радиоизлучение на длинных волнах обнаруживается также и вне самого диска планеты, хотя в значительно ослабленном виде. Все это заставляет предполагать существование вокруг планеты зон радиации, аналогичных зонам Ван Аллена, недавно открытым вокруг Земли. Все эти факты открыты лишь в самые последние годы, и сейчас еще трудно указать причину, порождающую описанные явления.

Вообще Юпитер, как и другие планеты-гиганты, представляет все еще совершенно загадочное тело. Наше Солнце при своих достаточно определенных термоядерных реакциях, служащих источником поддержания его теплоты и вместе с тем определяющих его внутреннее строение, несравненно более понятно по своей природе.

Равным образом, наша Земля, несмотря на спорный характер своего происхождения и дальнейшей эволюции, также не представляет никаких принципиально неразрешимых загадок. Основным источником внутренней энергии являются на Земле тяжелые радиоактивные элементы, сосредоточенные преимущественно в ее поверхностном слое. Юпитер по своей массе занимает промежуточное положение между Солнцем и Землей, и источники его внутренней энергии представляют в настоящее время еще загадку.

Крупнейшие спутники Юпитера (сверху вниз): Ио, Европа, Ганимед, Каллисто

Система спутников Юпитера отличается интересными особенностями. Вокруг Юпитера обращается 12 спутников. Первые четыре, отличающиеся крупными размерами и почти доступные невооруженному глазу, были открыты еще Галилеем в 1610 г. Пятый спутник Юпитера, самый близкий к планете и очень слабый, открыт Барнардом только в 1894 г. Последний, 12-й спутник был открыт в 1951 г. Никольсоном фотографическим путем на 100-дюймовом телескопе Маунт Вильсоновской обсерватории (США). Этот спутник движется по очень вытянутой орбите, как, впрочем, и все остальные спутники, начиная с шестого.

Четыре больших спутника Юпитера, часто называемых Галилеевыми, составляют особую группу: это действительно большие тела, с радиусами от 1440 до 2470 км, обращающиеся вокруг планеты по почти круговым орбитам, в точности расположенным в плоскости экватора планеты. Они органически связаны с самой планетой и должны были произойти вместе с ней. Все остальные спутники имеют размеры сравнительно небольших астероидов, в пределах от 10 до 30 км, и движутся по очень вытянутым орбитам, заметно наклоненным к плоскости орбиты планеты.

Из этих спутников, если не говорить про пятый, который обращается в непосредственной близости к планете в плоскости ее экватора, три (шестой, седьмой и десятый) обращаются фактически на одинаковом расстоянии от планеты в прямом направлении (с запада на восток) по сходным орбитам, как будто бы они составляли части одного и того же тела, а остальные четыре (восьмой, девятый, одиннадцатый и двенадцатый) обращаются с востока на запад, и их орбиты также сходны между собой. В этом состоят особенности системы спутников Юпитера.

Это невероятно, но магия любви действительно творит настоящие чудеса! Посетив сайт http://mag-knyazeva.ru/, Вы сможете почувствовать на себе воздействие этой божественной силы!

Анимация вращения Юпитера, сделанная на основе полученных от «Вояджера-1» в 1979 году фотографий

Обилие водорода на Юпитере подтверждается также наблюдениями покрытий звезд Юпитера. Дело в том, что Юпитер имеет значительные видимые размеры и в своем движении часто заслоняет звезды, подобно тому как близкая к нам Луна периодически заслоняет более далекое Солнце (солнечное затмение). Вследствие наличия у Юпитера атмосферы, звезда не мгновенно исчезает за диском планеты, а ослабевает постепенно, примерно в течение 10 секунд, и характер этого ослабления может быть зарегистрирован фотоэлементами.

Сравнительные размеры Солнца, Земли и Юпитера
 

По степени ослабления блеска звезды можно определить средний молекулярный вес воздушной оболочки вокруг планеты. Подобным путем было найдено, что средний молекулярный вес атмосферы Юпитера составляет 3,3, в то время как средний молекулярный вес земной атмосферы равняется около 30. Отсюда ясно, что атмосфера Юпитера состоит, в основном, из молекулярного водорода и гелия, а остальные газы составляют лишь ничтожные примеси. В числе других химических элементов на Юпитере имеются азот, углерод и кислород, который при низкой температуре дает твердые соединения с водородом (Н2О), выпадающие в более глубокие слои атмосферы. Подобный химический состав Юпитера еще ничего не говорит о возможных внутренних источниках его энергии. Поскольку масса его, очень-значительная по сравнению с земной, но все же в 1047 раз меньше солнечной, очевидно, не может быть речи о выделении энергии в результате каких-либо термоядерных реакций. Вместе с тем при ничтожном содержании тяжелых элементов можно полагать, что роль обычных радиоактивных элементов также должна быть сравнительно незначительной. Поэтому пока еще трудно представить себе причины постоянно наблюдаемых изменений, в особенности в области экваториальной зоны.

Некоторые наблюдатели предполагают, что на этой планете непрерывно происходят какие-то вулканические извержения, во всяком случае выброс нагретых облаков различных частиц, которые кристаллизируются в верхних слоях планетной атмосферы. Недавние радиометрические измерения неожиданно подтвердили эту точку зрения. В 1955 г. было открыто радиоизлучение Юпитера, наиболее интенсивное в радиоволнах большей длины. На коротких волнах, порядка одного — трех сантиметров, температура радиоизлучения мало отличается от обычной температуры, определяемой по тепловому излучению этой планеты, и имеет достаточно постоянное значение. Однако на длине волны в 10 см температура радиоизлучения составляет около 370° С, на длине волны в 21 см — 2760° С, а на длине волны в 68 см достигает уже 50 000° С, причем характер радиоизлучения говорит против его чисто тепловой природы.

Оказалось далее, что радиоисточники имеют достаточно постоянное положение по отношению к планете, так что можно было даже определить период их вращения вокруг оси планеты. Этот период оказался равным 9 час. 55 мин. 28,8 сек., что довольно близко соответствует периоду вращения умеренных зон Юпитера (9 час. 55 мин.).

В наше неспокойное время каждый желающий обезопасить себя и близких просто обязан купить шокер, признанный самым действенным средством для предупреждения уличных нападений. Приобрести качественное и надежное электрошоковое оружие Вы сможете только на сайте shoker.in.ua.

Рис. 2. Овальное красное пятно на Юпитере

Кроме того, преимущественно в экваториальной области планеты образуются компактные светлые облака, видимые, однако, менее отчетливо вследствие их меньшей контрастности. Очень интересным образованием является так называемое красное пятно, имеющее овальную форму и достигающее в длину 25 000 км. Оно расположено в области широкой южной экваториальной полосы (рис. 2). Это удивительное образование было открыто французским астрономом Дж. Д. Кассини (1625—1712) в 1664 г. и с тех пор несколько раз исчезало и появлялось снова, каждый раз оставаясь подобным прежнему по своей форме и расположению.

В семидесятых годах прошлого столетия красное пятно Юпитера появилось необычайно контрастным и имело ярко-красный цвет, но с 1882 г. его контрастность начала постепенно ослабевать. Тем не менее, можно констатировать, что красное пятно оказывает какое-то воздействие на окружающие его облака и полосы. В южной экваториальной полосе всегда остается выемка, в которой лежит это пятно и которая движется вместе с ним с несколько меньшей скоростью, чем это свойственно другим образованиям на Юпитере, расположенным на той же широте.

Действительно, период вращения красного пятна самый медленный из наблюдаемых на Юпитере и составляет 9 час. 55 мин. 40,6 сек. Облака, образующиеся на той же широте, казалось бы, должны обязательно прийти с ним в соприкосновение. Этого, однако, никогда не бывает. Приближаясь к красному пятну, светлые облака обычно разделяются на два потока, огибающих пятно с обеих сторон в пространстве между пятном и соответствующими темными полосами. Пройдя мимо него, облака снова соединяются в один поток. Это происходит так, как будто бы красное пятно есть центр отталкивательных сил, и тем более значительных, чем интенсивнее окраска пятна.

Можно было бы описать различные случаи значительных возмущений на Юпитере, появление необычайных образований с быстрыми перемещениями, внезапными распадами обширных облаков на отдельные пятнышки и т. п.

Подобные явления, которые можно наблюдать даже в небольшие телескопы, заставляли предполагать, что Юпитер еще не вполне охладился и отличается огромной внутренней энергией. В таком случае можно было бы полагать, что на этой, планете должно быть много паров воды. Однако в ее спектре имеется много полос поглощения, которые долго не могли быть отожествлены, но среди них не оказалось ни одной принадлежащей водяному пару. Температура облачной поверхности Юпитера, вычисленная по наблюдениям с термоэлементами, оказалась близкой к —140° С, что свидетельствует об отсутствии у Юпитера заметного теплового лучеиспускания.

Только в 1932 г. американские астрофизики Адаме и Денгем на основании лабораторных опытов установили, что полосы поглощения Юпитера принадлежат соединениям водорода с углеродом и азотом (метан и аммиак) при низкой температуре. По мере понижения температуры соединения водорода с азотом постепенно выпадают в жидком состоянии и пополняют наблюдаемый облачный слой. Соответствующие полосы поглощения при этом постепенно ослабевают. По интенсивности линий поглощения аммиака в атмосфере Юпитера Денгем заключил, что количество аммиака, оставшегося еще в газообразном состоянии, сравнительно невелико.

На Сатурне, вследствие еще более низкой температуры, количество газообразного аммиака еще меньше. На Уране и Нептуне этот газ уже целиком перешел в жидкое конденсированное состояние и никак не проявляет себя линиями поглощения. Напротив, полосы метана в спектрах более далеких планет имеют большую интенсивность, нежели в спектрах Юпитера и Сатурна, чему способствует выпадение аммиака в более глубокие слои атмосфер планеты.

Можно предполагать исходя из сравнительно очень малой средней плотности Юпитера и в особенности Сатурна, что эти планеты в значительной мере состоят из водорода и, быть может, частично из гелия. Например, наиболее удовлетворительное представление о распределении плотности вещества внутри Юпитера, определяемом по вращению и видимому сжатию планеты, получается, если предположить, что Юпитер на 85% состоит из водорода, на 10% — из гелия и только на 5% из других, более тяжелых газов, показывая, таким образом, наибольшее сходство с Солнцем. Однако до последнего времени молекулярный водород в атмосфере Юпитера не наблюдался и потому, что его полосы поглощения находятся в далекой, трудно наблюдаемой ультрафиолетовой области спектра. Однако, если содержание водорода очень велико, то его можно обнаружить по линиям положения в инфракрасной области спектра. И действительно, тщательные наблюдения Кисса и его сотрудников на высокогорной обсерватории Мауна Лао на Гавайских островах позволили обнаружить в инфракрасной части спектра Юпитера четыре водородные линии, с длиной волны 0,85, 0,83, 0,84 и 0,80 микрона, что очень хорошо согласуется с лабораторными данными, относящимися к водороду.

Сегодня без знания иностранного языка никуда! Поэтому, нет ничего удивительного в том, что английский язык детям так же необходим, как и взрослым. Я рекомендую Вам не тянут и отдать своего ребенка на языковые курсы, организованные компанией «ВКС-International House», прямо сейчас! За более подробной информацией обращайтесь по адресу www.bkc.ru.

99,5% от общей массы всех планет Солнечной системы приходится на планеты-гиганты: Нептун (1,0243·1026 кг), Уран (8,6832·1025 кг), Сатурн (5,6846·1026 кг) и Юпитер(1,8986·1027 кг)

Основное количество планетного вещества нашей Солнечной системы сосредоточено во внешних планетах, значительно превышающих Землю по своим размерам и, особенно, по массе, а потому часто называемых планетами-гигантами. Достаточно указать, что масса четырех планет-гигантов (Юпитера, Сатурна, Урана и Нептуна) составляет 99,5% от общей массы всех планет Солнечной системы, причем 93% приходится на долю Юпитера и Сатурна. Следовательно, именно большие планеты преимущественно характеризуют основные свойства планетной системы. Однако планеты-гиганты очень далеки от нас, так как даже первая и наибольшая из них — Юпитер, масса которого в 318 раз больше земной, не приближается к Земле даже в эпохи своих противостояний ближе чем на 620 млн. км.

Юпитер

Исходя из общих философских положений, можно было бы с самого начала предполагать, что физические свойства Юпитера, как и вообще планет-гигантов, существенно отличны от свойств планет земного типа, и это полностью подтверждается наблюдениями. Можно даже сказать, что применение новых методов исследования открывает все более и более поразительные качества гигантских планет, прежде всего Юпитера, которые пока еще не находят себе достаточного объяснения.

Размеры Юпитера настолько велики, что его легче наблюдать, чем какую-либо другую планету. Достаточно небольшого любительского телескопа с увеличением примерно в 40 раз, чтобы он казался тех же размеров, как и Луна, видимая невооруженным глазом. Он представляется в виде явственно овального диска с рядом темных полос, параллельных экватору. Околополюсные области его затянуты более или менее равномерным серым покровом, и в них не видно никаких деталей, но около экватора сильно развиты широкие полосы с многочисленными подробностями (рис. 1). Как было установлено еще в 1895 г. А. А. Белопольским, экваториальная зона Юпитера вращается с периодом в 9 час. 50 мин., остальные области—с периодом в 9 час. 55 мин. Затем английский любитель астрономии Ст. Вильяме на основании, своих многолетних наблюдений показал, что темные экваториальные полосы находятся как раз на границах между обеими зонами. Подобным же образом каждая темная полоса второстепенного значения ограничивает зональные потоки на Юпитере, движущиеся с различными скоростями, хотя различие этих периодов вращения выражается только в немногих секундах.

Рис. 1. Полосы Юпитера в разные годы

Итак, Юпитер обладает экваториальным ускорением, т. е. большей скоростью вращения на экваторе по сравнению с другими частями планеты.

В сравнении с Юпитером Земля кажется просто крошечной

Тщательные наблюдения над Юпитером, которые систематически производились на многих крупных обсерваториях, в Потсдаме, Пулкове, Иерксе, Пик дю Миди и других, установили наличие чрезвычайно сложных изменений, происходящих в темных полосах Юпитера. В особенности интересно проследить за тем, как происходит образование полос. В этом отношении наиболее пригодна северная экваториальная полоса, которая иногда совершенно исчезает, иногда же очень широка и интенсивна. Так, в 1906 г. было замечено, что в процессе образования этой полосы сначала на ее месте появилась неправильная и во многих местах прерывающаяся цепь черных пятнышек. Из них начала выбрасываться красноватая масса, заполнившая всю зону до широты в 22°. Черные пятнышки превратились при этом в большие размытые узлы, которые, быстро распространяясь в восточном направлении, образовали неравномерную узловатую полосу. Когда этот процесс закончился, то вся местность от полосы до полюсов была завуалирована красновато-коричневой массой. В конечном счете, появилась широкая и темная полоса, которая по направлению к полюсу постепенно переходила в слабую вуаль.

Вот уже несколько бессонных ночей Вы только и делаете, что забиваете во всевозможные поисковые системы “2 ндфл купить”, в надежде найти желаемое, но все тщетно? Тогда я хочу порекомендовать Вам сайт trudcredit.net, где Вы сможете приобрести справки о доходах по самой низкой цене!

Сравнительные размеры планет (слева направо): Меркурий, Венера, Земля, Марс

Судя по характеристикам, радиоизлучение Венеры должно иметь тепловое происхождение, т. е. излучаться соответствующими нагретыми слоями планеты, а это обстоятельство позволяет определить температуру поверхности и облачных слоев планеты. Радионаблюдения выявили весьма интересную особенность. На радиоволнах длиной в 8—9 мм Кузьмин и Соломонович нашли температуру +10°-+100° С, незначительно превышающую ту, которая получалась из прежних измерений с радиометрами. Однако на радиоволнах во всем диапазоне от 3 до 10 см температура оказывается, как и следовало ожидать, почти совершенно постоянной и равной очень большой величине, а именно около +300° С. Температура в +10°-+100° С относится, очевидно, к облачному слою Венеры, так как известно, что миллиметровые радиоволны испытывают значительное поглощение в слое углекислоты и, следовательно, не могут исходить от самой поверхности планеты, а только от ее высоких и более холодных слоев. Сантиметровые же радиоволны свободно проходят сквозь облачный слой и потому могут излучаться самой поверхностью планеты. Таким образом, непосредственные радионаблюдения указывают на то, что самая поверхность Венеры имеет необычайно высокую температуру, при которой какая-либо органическая жизнь совершенно невозможна.

Венеру можно увидеть невооруженным взглядом через некоторое время после захода Солнца, когда она достигает своей максимальной яркости, благодаря этому ее зачастую называют Утренней или Вечерней звездой. Найти Венеру на ночном небосводе очень легко – просто ищите самую яркую точку!

Как можно объяснить такую удивительную особенность? Можно ли при этом полагать, что на поверхности Венеры вода может находиться в жидком состоянии? Разные авторы рассматривали теоретически различные схемы строения и состава атмосферы Венеры, при которых можно было бы обеспечить наблюдаемые эффекты. Во всяком случае, огромное обилие углекислоты обусловливает резко выраженный тепличный эффект на поверхности планеты (как в Ларнйках). Сущность его состоит в том, что солнечная радиация (в которой максимум энергии сосредоточен, вследствие высокой температуры Солнца, в коротковолновой части спектра) свободно проходит без заметного поглощения сквозь слой углекислоты в атмосфере Венеры и нагревает ее поверхность, которая уже излучает энергию только в инфракрасной и более далекой области спектра, т. е. в виде тепла и радиоволн. Для осуществления баланса между приходом и расходом тепла требуется при этом сравнительно очень высокая температура поверхности планеты. Разумеется, что объяснение наблюдаемых фактов требует довольно сложных расчетов. Барретт показал в 1960 г., что наилучшие результаты получаются при предположении об атмосфере Венеры, состоящей на 75% из углекислоты, всего только на 3% из водяных паров, на 20% из молекулярного азота и из остальных газов в ничтожных примесях. При таком химическом составе атмосферы Венеры и при наличии тепличного эффекта, обусловливаемого углекислотой и водяными парами, высокая температура поверхности планеты в +300° С может найти свое объяснение, если только атмосферное давление на поверхности планеты составляет не менее 10 атмосфер. Без водяного же пара тот же эффект может быть достигнут лишь при атмосферном давлении в 30 атмосфер.

Первым космическим аппаратом, достигшим орбиты Венеры, стала в 1966 году автоматическая межпланетная станция «Венера-3»

Изучение Венеры, как и других планет Солнечной системы, происходит самым активным образом с новейшими наблюдательными средствами, и можно ожидать, что ближайшие годы принесут новые интересные результаты. Особенно много поразительных фактов будет, без сомнения, открыто при непосредственном приближении к Венере космического корабля с земными наблюдателями. Однако уже имеющиеся данные ясно указывают на то, что Венера качественно отличается от Земли, что спуск на ее поверхность есть (по мнению автора) предприятие крайне рискованное и что нельзя рассчитывать найти на ней какие бы то ни было признаки органической жизни.

Если Вы впервые в столице нашей огромной страны, тогда ни в коем случае не отказывайте себе в удовольствии посетить музеи Москвы, являющиеся неиссякаемым кладезем мировых культурных и исторических произведений искусства. Узнать больше о московских музеях, не покидая свои родные пенаты, Вы сможете, если посетите сайт moscowforum.net.

Полный оборот вокруг своей оси Венера делает за 224,7 земных суток

Известный русский астрофизик А. А. Белопольский (1854—1934), с успехом определивший период вращения планеты Юпитера по характеристикам его спектра, сделал попытку применить тот же метод и к Венере. Если предположить (а это представляется весьма вероятным), что ось вращения Венеры значительно наклонена к плоскости ее орбиты, то для земного наблюдателя противоположные точки диска планеты, лежащие примерно на ее экваторе, должны перемещаться в противоположных направлениях, и это обстоятельство должно сказываться на положении линий поглощения в спектре планеты. Однако самые тщательные измерения не показали ни малейших смещений спектральных линий, и отсюда Бело-польский сделал заключение, что период вращения этой планеты должен составлять по крайней мере около двух недель. Это все, что было возможно сказать о вращении Венеры вплоть до самого последнего времени.

Очень часто Венеру называют сестрой Земли, так как эти небесные тела имеют схожие размеры, составы и силу тяжести. Впрочем, выжить на Венере смогут разве только бактерии. Поверхность Венеры скрыта от наблюдателей с Земли густыми непроницаемыми облаками серной кислоты с высокой отражающей способностью, которые, впрочем, не являются преградой для радиоволн, благодаря которым мы получили возможность увидеть картину пустынного инопланетного мира.

Применение радиометодов для исследования Венеры позволило получить гораздо более определенные сведения относительно ее вращения и температуры как поверхности, так и облачного слоя. Большим успехом советской радиоастрономии была радиолокация Венеры, осуществленная в 1961 г., что позволило с высокой степенью точности определить ее расстояние от Земли аналогично тому, как это было сделано в 1946 г. для Луны. Однако определение расстояния до Венеры имеет гораздо большее значение, так как определяет непосредственно масштаб всей Солнечной системы, и притом с недостижимой для прежних методов точностью. Именно по этим наблюдениям большая полуось земной орбиты оказалась равной 149 457 000 км, с возможной ошибкой всего лишь в ±5000 км.

Другой результат этих наблюдений заключался в определении периода вращения Венеры вокруг оси. Согласно сообщению академика В. А. Котельникова и профессора И. С. Шкловского (см. газету «Известия» № 112 за 1961 г.), оказалось, что разность скоростей краевых участков поверхности Венеры, возникающая вследствие вращения ее вокруг оси, составляет около 80 м/сек. При перпендикулярном положении оси по отношению к плоскости орбиты это соответствует периоду вращения в 11 суток. Если принять, согласно Кейперу, что ось вращения Венеры наклонена к плоскости ее орбиты на 58°, то легко вывести для периода вращения величину в 9 суток. Некоторая неопределенность связана с неизвестным еще углом наклонения оси планеты к плоскости ее орбиты.

Результат определения периода вращения Венеры снова подчеркивает большое различие между соседними планетами — Землей и Венерой. Ведь Венера не имеет никаких массивных спутников, которые, подобно нашей Луне, могли бы своими приливными влияниями замедлять скорость ее вращения. Она на протяжении своей истории была подвержена лишь солнечным приливам, влияние которых было тем более незначительным, что эта планета, по-видимому, всегда была покрыта, как это предполагается, сплошным океаном, где тормозящее действие приливов сравнительно невелико. Таким образом, приходится считать, что период вращения Венеры на протяжении всей ее истории составлял несколько суток, между тем как первоначальные сутки нашей Земли были равны нескольким часам и лишь постепенно возросли до настоящей величины.

Третье преимущество радионаблюдений заключается в том, что радиоволны определенной длины способны почти без поглощения проходить сквозь облачные слои Земли и Венеры и непосредственно зондировать саму поверхность этой планеты, до сих пор скрытую от нас ее облаками. Первые удачные приемы весьма слабого радиоизлучения Венеры на волне в 3 см удалось осуществить в 1956 г., но большой помехой был шумовой фон постоянно меняющейся интенсивности. В настоящее время радиоизлучение планет улавливается «мазерами» — молекулярными приемниками с очень низким шумовым фоном и высокой чувствительностью, позволяющими регистрировать радиосигналы, в 10—15 раз более слабые, чем принимались в 1956 г.

Хотите провести незабываемое лето со своей семьей? Тогда вбейте в поисковую строку Яндекса “ отдых в подмосковье восток , или, чтобы не тратить время понапрасну, прямо сейчас посетите сайт www.95km.ru, где сможете, не отходя от компьютера, арендовать комфортабельный коттедж в доме отдыха «ВКС-Кантри»!

Венера — наиболее близкая к нам планета, поскольку в эпохи нижнего соединения с Солнцем ее расстояние от Земли сокращается до 41 млн. км. Вместе с тем по своим размерам, массе и плотности она также наиболее походит на Землю. Как указывалось выше, еще М. В. Ломоносов в 1761 г. обнаружил ее атмосферу. На небольшом угловом расстоянии от Солнца, когда Венера обращена к Земле своей неосвещенной половиной, ее атмосфера, рассеивающая проходящие горизонтально солнечные лучи, представляется нам в виде светлого колечка. Видимые размеры Венеры настолько велики (максимальный диаметр ее диска — около одной минуты дуги), что ее фазы свободно различимы в обычный бинокль, и потому можно было бы, казалось, предполагать, что тщательное телескопическое исследование этой планеты современными средствами способно выявить на ней много интересного. К сожалению, в этом отношении сразу приходится разочароваться. Обычно даже при наилучших атмосферных условиях никаких деталей на Венере различить не удается, за исключением некоторых неровностей в области рогов серпа и туманных, довольно неопределенных пятен на ее диске.

Это является следствием того, что вся поверхность планеты покрыта плотным слоем облаков, так что ее подлинную твердую поверхность никогда не удается видеть. Тем не менее в противоположность Марсу именно в фиолетовых и в ультрафиолетовых лучах слабые детали Венеры можно все же различить с наибольшей контрастностью, в то время как в красных лучах вообще никакие детали не видны. Как установлено недавними наблюдениями на обсерватории Пик дю Миди, как будто намечается повторяемость подобных деталей с периодом в 4 суток, но это, по-видимому, не связано с периодом вращения самой планеты, а отражает какие-то метеорологические условия.

Большое значение для познания физической природы этой планеты имело открытие в 1931 г. астрономами Адамсом и Денгемом (обсерватория Маунт Вилсои, США) интенсивных полос поглощения углекислого газа, расположенных в инфракрасной части спектра Венеры. Теоретические расчеты и непосредственные эксперименты позволили по интенсивности этих полос определить количество углекислоты в атмосфере планеты, и оказалось, что этого газа на Венере содержится в 360 раз больше, чем в атмосфере Земли. Вместе с тем ни малейших следов кислорода или водяных паров в спектре Венеры обнаружено не было. Только в 1960 г. американскому астрофизику Стронгу, поднявшему на стратостате специальную аппаратуру на высоту около 24 км над земной поверхностью, удалось обнаружить в спектре планеты слабую полосу поглощения водяного пара при длине волны около 11,3 микрона. И опять-таки Стронг не нашел в спектре Венеры признаков свободного кислорода. Только в апреле 1962 г. сотрудник Крымской астрофизической обсерватории Академии наук СССР В. А. Прокофьев, применив специальные способы исследований, получил спектр Венеры, в котором, по-видимому, имеются линии свободного молекулярного кислорода. Если это открытие советского астронома подтвердится, то придется пересматривать наши представления о физической природе Венеры.

Большой скачек в исследовании планеты Венера был сделан, когда 12 июня 1967 года была запущена космическая станция «Венера-4», миссия которой заключалась в исследовании этого небесного тела.

В начале текущего столетия Венера рассматривалась большинством специалистов как планета вполне аналогичная Земле, но находящаяся только на более ранней ступени развития, соответствующей примерно нашему каменноугольному периоду. Однако и здесь обнаруживается, что, по-видимому, каждая планета отличается собственными характерными особенностями. На это прежде всего указывает необычайно большое количество углекислого газа на Венере. Не говорит ли это об отсутствии на этой планете зеленых растений, разлагающих углекислоту на составные части? Не означает ли это, что Венера сплошь покрыта водяной оболочкой и лишена всяких континентов, поскольку твердые породы легко способны входить в соединения с углекислотой и тем самым уменьшать ее содержание в атмосфере?

Каковы остальные составные части атмосферы Венеры? Это, по всей вероятности, главным образом азот. По крайней мере, в 1953 г. на Крымской астрофизической обсерватории профессору Н. А. Козыреву удалось обнаружить в спектре неосвещенной части Венеры ряд эмиссионных полос азота, из которых наиболее интенсивные, с длиной волны. 0,39 и 0,43 микрона, характерны для спектра полярных сияний.

Другие интересные сведения, полученные различными способами, относятся к температуре Венеры. Измерения специальным прибором — радиометром собственного теплового излучения Венеры позволяют вычислить температуру внешних слоев облачного покрова, окутывающего планету. На темном, не освещенном Солнцем ночном полушарии планеты температура облачного слоя оказалась равной —33° С, а на дневной стороне — около —38° С, т. е. практически остается неизменной. Это постоянство температуры на большой высоте над поверхностью планеты показывает, что Венера не может быть обращена к Солнцу всегда одной и той же стороной, как Луна к Земле, так как в этом случае разность температур освещенного и ночного полушарий планеты была бы очень большой. Очевидно, планета сравнительно быстро вращается вокруг своей оси, но определение периода ее вращения необычно затруднено сплошным облачным покровом, сквозь который совершенно не видны детали поверхности планеты.

Избавить Ваш дивный сад от вездесущих сорняков способны только мощные газонокосилки бензиновые, поэтому я настоятельного рекомендую Вам не откладывать покупку этого устройства в ‘долгий ящик’ и прямо сейчас посетить сайт sadovoy.by, где Вас ждет большой выбор газонокосилок от мировых производителей.

Это изображение заполненного льдом безымянного кратера, находящегося вблизи марсианского северного полюса, было получено при помощи стерео камеры высокого разрешения, установленного на борту космического аппарата, принимающего участие в программе под названием «Марсианский Экспресс».

Сравнивая отражательные свойства марсианских пустынь с земными породами, можно прийти к заключению, что поверхность Марса, всего вероятнее, состоит из лимонита, т. е. из силикатных окислов железа. Американский астрофизик Дж. П. Кейпер в 1948 г. предложил как более вероятное объяснение наблюдаемым свойствам марсианских пустынь считать, что они состоят преимущественно из коричневатого фельсита—силикат алюминия и калия. Многочисленные фотометрические наблюдения советских астрономов Н. П. Барабашева, В. В. Шаронова и других показали, что марсианские пустыни и моря отражают свет, как ровные гладкие поверхности, покрытые мелкой пылью, и в этом представляют разительный контраст с Луной. Марсианские моря несколько больше отличаются от идеальной гладкой поверхности, чем пустыни, но все же совершенно не соответствуют тому, что можно было бы ожидать в случае, если бы их отражательные свойства определялись какой-либо растительностью.

Большое значение для изучения физических условий на Марсе имело определение его температуры при помощи пустотных термоэлементов, что впервые было сделано Кобленцом на обсерватории Ловелла (США). Оказалось, что температура светлых областей Марса может достигать в дневных условиях +10° С, снижаясь до минус 40°—50° С на протяжении ночи.

Оказалось также, что марсианские моря отличаются заметно более высокой температурой, вплоть до +25° С. Это прямо противоположно тому, что можно было бы ожидать в случае более темной растительности, которая заметную долю получаемой от Солнца лучистой энергии расходует не на простое нагревание, а на химические процессы, связанные с жизненной деятельностью. В действительности оказывается, что наблюдаемое повышение температуры более темных марсианских морей, по сравнению с пустынями, вполне соответствует обычному равновесному тепловому состоянию. Это снова говорит против предположения о какой-либо развитой растительности.

Итак, мы видим, насколько современные исследования Марса — планеты, более всего сходной с нашей Землей, все больше и больше разрушают первоначальное представление о нем, как о планете с высокоразвитой органической жизнью. Большое значение в том же направлении имели тщательные исследования свойств марсианской атмосферы.

Еще ранние фотографии советского астрофизика, члена-корреспондента Академии наук СССР Г. А. Тихова (1875—1960), произведенные им на большом пулковском рефракторе в 1909 г. сквозь различные светофильтры, представляющие Марс в различных по цвету лучах, а затем позднейшие аналогичные фотографии Райта и Росса на Маунт-Вилсоновской обсерватории в США наглядно показали, что Марс окружен довольно протяженной атмосферой.

Действительно, на фотографиях планеты, полученных в фиолетовых и ультрафиолетовых лучах, обычно не видно никаких деталей, за исключением отдельных светлых облаков, а на фотографиях в красных и инфракрасных лучах преимущественно выявляется самая поверхность планеты. Подобный способ фотографирования ныне широко применяется в аэрофотосъемке земных предметов с самолетов, чтобы исключить отрицательное влияние земной атмосферы на качество снимков. Кроме того, диаметр Марса на первых фотографиях получается большим, чем на вторых, что также свидетельствует о наличии у планеты протяженной атмосферы.

Однако надежно установить химический состав марсианской атмосферы до сих пор не удалось. В принципе это возможно установить по спектру планеты. Известно, что пучок световых лучей, пройдя сквозь трехгранную стеклянную призму, разлагается на составляющие его цвета и образует радужную полоску, называемую спектром. Если на своем пути световой пучок проходит сквозь какой-либо газ, то в спектре появляются тонкие темные линии или широкие размытые полосы, называемые линиями и полосами поглощения (рис. 4).

Рис. 4. Спектры Солнца, Юпитера, Сатурна, Урана и Нептуна. Широкие полосы вызваны поглощением света в атмосферах планет

Положение и вид этих линий и полос зависит от химической природы газа. Поскольку каждому цветовому оттенку соответствует определенная длина световой волны, выражаемая в микронах (тысячных долях миллиметра), то темным линиям и полосам поглощения также приписывается длина тех световых волн, место которых в спектре занимается ими. Интенсивность линий и полос поглощения зависит от количества соответствующего им газа.

Видимая часть спектра образуется очень узким интервалом длин световых волн — от 0,42 микрона (фиолетовый конец спектра) до 0,78 микрона (красный конец спектра). За пределами видимой части спектра простираются в обе стороны невидимые его области, называемые соответственно ультрафиолетовой (с длиной волны, меньшей 0,4 микрона) и инфракрасной (с длиной волны, большей 0,8 микрона), которые обнаруживаются по их действию на фотографические пластинки и другие приемники радиации.

Планеты освещаются Солнцем, и поэтому их спектры в общем похожи на солнечный спектр, но при наличии у планеты атмосферы последняя, в зависимости от своего химического состава, поглощает световые лучи строго определенных длин волн, и в этих местах спектра образуются линии и полосы поглощения, по которым можно установить химическую природу поглощающего газа, т. е. определить химический состав атмосферы планеты. Если же в атмосфере планеты произойдет яркая вспышка, сама излучающая свет, то в спектре появятся яркие линии, называемые эмиссионными, или линиями излучения.

Уже с 1926 г. делаются многочисленные попытки найти в спектре Марса полосы поглощения молекулярного кислорода и водяных паров, но до сих пор эти попытки не увенчались успехом.

Поскольку кислород вообще обладает огромной химической активностью и быстро вступает в химические соединения со многими элементами, можно полагать, что его совершенно не имеется в марсианской атмосфере. Что же касается водяных паров, то, если они и имеются, то в таком незначительном количестве, что не могут быть пока обнаружены с Земли.

Единственный газ, найденный в атмосфере Марса Дж. Кейпером в 1947—1948 гг. на обсерватории Мак Доналда (США), — это углекислота, которая обнаружена в количестве, вдвое большем, чем в земной атмосфере. Предполагается, что в основном атмосфера Марса состоит из углекислоты, молекулярного азота (выделяющегося из недр планеты при процессах, связанных с перемещениями в коре) и частично из аргона — неизбежного продукта радиоактивных превращений. Никаких признаков деятельности растений, которые на Земле совершенно преобразовали газообразную ее оболочку, на Марсе не имеется.

Тем большее впечатление произвели результаты, полученные при помощи наибольшего в мире телескопа Паломарской обсерватории (США) американским астрофизиком Синтоном, который во время противостояний Марса 1956 и, в особенности, 1958 г. обнаружил в инфракрасной области спектра марсианских «морей» полосу поглощения с длиной волны около 3,46 микрона. Подобная полоса поглощения встречается в спектрах органических соединений, и поэтому Г. А. Тихов счел эти наблюдения за окончательное доказательство наличия на Марсе высокоразвитой растительности. Однако французский астроном А. Дольфюс, вообще не настроенный против существования какой-либо жизни на Марсе, счел необходимым выступить с предостережением от подобных увлечений, указав, что эта полоса свойственна всем, даже наиболее простым, органическим молекулам, в том числе метану, выделяющемуся при вулканических извержениях.

В связи с этим интересно отметить все больше распространяющееся в последние годы мнение о том, что марсианские моря представляют собой последствия вулканической деятельности на планете, — может быть, отложения пепла или покрова лавы наподобие лунных морей. Во всяком случае, эти темные пространства не покров обычной растительности, как это ошибочно предполагалось ранее, применительно к простой аналогии с нашей Землей.

Известно, что Марс отличается сравнительно большой отражательной способностью в красных лучах, пониженной в зеленых и совсем слабой в синих или ультрафиолетовых. Таким образом, Марс представляется красным в обычных лучах, но темновато-серым в ультрафиолетовых лучах. Эта интересная особенность и дальнейшее увеличение отражательной способности в самых коротковолновых ультрафиолетовых лучах дают основание Киссу¹ считать, что это обусловлено разного вида азотно-кислыми соединениями. Поэтому Кисе выдвинул гипотезу о том, что на Марсе основным фактором, определяющим его разнообразные особенности, являются соединения азота с кислородом, и в связи с этим опровергает все предыдущие результаты. Он считает даже, что остальные особенности марсианской атмосферы: синеватая мгла, более низкие желтые облака и даже свойства полярной шапки — объясняются теми же соединениями. При такой точке зрения, естественно, никакой органической жизни на Марсе ожидать нельзя.

—————————————————————————————————-

¹Руководитель высокогорной астрономической обсерватории Мауна Лао на Гавайских островах в Тихом океане.

—————————————————————————————————-

Однако вполне вероятно, что на этой планете все же имеются какие-то низшие формы жизни, не требовавшие для своего возникновения и дальнейшего развития водоемов, которых на Марсе нет и, вероятно, никогда не существовало. Это может быть подобие лишайников, покрывающих гладким слоем обширные участки поверхности в отличие от голых, безжизненных пустынь, на огромных просторах которых часто разыгрываются песчаные бури и желтая мгла быстро распространяется по всей планете, покрывая даже полярные шапки.

Таким образом, следует отметить, что при достаточно богатых данных относительно температуры, атмосферного давления, атмосферных течений и смены времен года все же основная проблема о свойствах поверхности Марса, присутствия на нем воды и, в конечном счете, наличия органической жизни еще совершенно не решена.

Нельзя в заключение не подчеркнуть, какое колоссальное значение имели бы для решения загадки о природе Марса наблюдения с космических ракет-обсерваторий.

Ученые мечтают о посещении Марса или о достаточном приближении к этой планете, но уже сейчас получение его детального спектра за пределами земной атмосферы имело бы важное значение для решения вопроса о наличии там кислорода и водяных паров. Дело в том, что эти газы содержатся в большом количестве в земной атмосфере и их полосы поглощения накладываются на аналогичные полосы марсианского спектра, не давая тем самым возможности установить присутствие их в атмосфере Марса. Можно только утверждать, что свободного кислорода на Марсе не может быть больше 0,1% того количества, которое имеется в земной атмосфере. Наблюдения же с космических ракет позволили бы исключить помехи земной атмосферы и обнаружить даже миллионные доли содержания кислорода или водяного пара в марсианской атмосфере, если эти газы в действительности там имеются. Конечно, самое посещение этой планеты, которое представляется вполне достижимым не в столь отдаленном будущем, означало бы новую эру в познании планет Солнечной системы.

Первые достаточно четкие снимки Марса человечеству удалось получить только в 1976 году, когда орбиту этой планеты облетал космический аппарат Викинг. На фотографии мы можем видеть кратер Галле

Однако и в настоящее время наши знания о Марсе достаточно определенны для того, чтобы считать полной нелепостью распространяемые в последнее время писателем А. П. Казанцевым фантастически-абсурдные версии о каких-то космических кораблях, которые могли прилетать к нам с этой соседней планеты.

Скоротать скучный вечер и посмеяться от души Вы сможете, если прочитаете смешные истории из жизни, коих на сайте 4stors.ru превеликое множество!

Марс в два раза меньше Земли, что, в прочем, никак не сказывается на убежденности большинства ученых в том, что когда-то на поверхности ‘красной планеты’ некогда существовала жизнь

Дальнейший этап в изучении физических свойств поверхности Марса связан с работами французской обсерватории Пик дю Миди в Пиренеях, на высоте 3200 метров, и ряда других астрономических учреждений.

Помимо очень тонких визуальных и фотографических наблюдений, Б. Лио и его ученики на Пик дю Миди применили очень совершенный способ изучения отраженного света, который в высокой степени характеризует физические свойства отражающей поверхности. Они окончательно доказали, что каналы представляют собой скопления мелких пятен неправильной формы и, следовательно, вовсе не являются сплошными линиями. Только при посредственном качестве изображений эти объекты кажутся сплошными, как их видели Скиапарелли и другие ученые, но при хороших изображениях они разделяются на множество деталей.

Озеро Солнца

Лио и его сотрудники подтвердили также сложность строения морей и их изменчивость с течением времени. Так, например, известное Озеро Солнца (Lacus Solis), названное так Скиапарелли за свои четкие, круглые очертания, в настоящее время, по прошествии всего лишь нескольких десятилетий, совершенно изменило свои очертания и превратилось в двойное пятно неправильной формы. Равным образом, обширная темная область в виде заостренного треугольника (долгота 228°, широта 15°), отмеченная на 16 рисунках немецкого любителя астрономии Я. Г. Шретера в период 1798— 1800 гг., в настоящее время не существует, хотя примерно в течение 20 лет она представляла один из наиболее доступных для наблюдения объектов на Марсе.

Большой Сырт

Большой Сырт (Syrtis Major) — наиболее протяженный на Марсе залив, имеющий виц длинного темного хобота, получил теперь еще прибавление со своей западной стороны, ранее совершенно отсутствовавшее. Подобных примеров можно было бы привести значительное количество. В общем, достаточно сравнить последнюю карту Марса, составленную французами А. Дольфюсом и Камишелем по наблюдениям на обсерватории Пик дю Миди (рис. 2) и принятую в качестве основы для изучения поверхности Марса Международной Ассамблеей Астрономического Союза в Москве в 1958 г., с прежними картами и рисунками, чтобы установить ряд существенных изменений в интенсивности и форме пятен всего лишь за последние десятилетия. Эта изменчивость деталей на Марсе, происходящая медленно и постепенно, имеет важное значение для интерпретации их физической природы.

Рис. 2. Карта Марса по данным обсерватории Пик дю Миди

Далее, на обсерватории Пик дю Миди было установлено наличие на Марсе довольно высоких гор. Оказалось, что полярная шапка тает и уменьшается в своих размерах неравномерно (рис. 3). Как правило, при ее сокращении во время таяния вне ее контура остаются отдельные белые пятна, представляющие еще не растаявший снег, и эти пятна каждый раз появляются на тех же самых местах. Совершенно очевидно, что это вершины обширных возвышенностей с более низкой температурой. Высота их, судя по продолжительности задержки таяния и имеющимся представлениям о термических свойствах марсианской атмосферы, должна быть не менее нескольких километров.

Рис. 3. Сезонные изменения на Марсе по фотографиям обсерватории Пик дю Миди 27 июля, 28 сентября и 6 ноября 1966 г.

Большое значение имеет изучение отражения света различными областями Марса. В частности, А. Дольфюс показал, что полярные шапки Марса не могут состоять из снега или льда, по крайней мере, в обычном их состоянии. Он указывает, что снег, лед и изморозь имеют иные отражательные свойства, чем марсианские полярные шапки. Ближе всего к ним подходит мелкая зернистая изморозь, образованная тонкими крупинками, в особенности та, которая получается искусственно при очень низкой температуре и пониженном давлении. При сильном освещении ее электрической дугой испарение происходит сразу, без перехода в жидкое состояние. Следовательно, это не снег и не лед, и даже не обычная изморозь, но особая структура — отвердевшая вода при низком давлении и сравнительно интенсивном облучении. Это показывает, что на Марсе вода не существует в жидком виде.

Марс, наиболее удаленная от Солнца из планет земного типа, непосредственно следующая за Землей, обращается вокруг Солнца на расстоянии в 1,524 астрономических единиц и делает вокруг него полный оборот за 1,881 года.

Спутники Марса: Фобос и Деймос

Все данные механического характера об этой планете установлены уже давно и надежно. Масса Марса может быть легко и точно определена по движению его спутников — Фобоса и Деймоса при помощи третьего закона Кеплера в применении к этой планете. Размеры планеты вычисляются по угловому диаметру ее диска, а это, в свою очередь, позволяет получить ее среднюю плотность. Телескопические наблюдения над пятнами и различными деталями на диске планеты позволяют вывести положение экватора Марса по отношению к плоскости его орбиты, продолжительность его суток, характер смены времен года.

Марс оказался планетой, очень сходной с Землей по многим своим внешним свойствам. Сутки его равны 24 час. и 37 мин., наклонение экватора к плоскости орбиты составляет 25° 12′, и это определяет смену времен года, как и на Земле. Правда, атмосфера Марса гораздо более разрежена по сравнению с земной, и в ней лишь изредка появляются беловатые облака и туманы, но явственно заметно таяние полярных белых шапок (которые, по аналогии с Землей, можно считать за полярные снега) и распространение потемнения от полюса к экватору при наступлении теплого времени года.

Представлялось совершенно естественным распространить эту аналогию и на все остальные особенности Марса и, прежде всего, считать, что эта планета должна быть населена подобно Земле высокоразвитыми существами. К тому же, согласно космогонической гипотезе Лапласа¹, полностью принимаемой в течение всего XIX столетия, Марс следовало считать по сравнению с Землей более старой планетой, которая поэтому имела больше времени, чтобы продвинуться по пути своей эволюции также и в отношении органической жизни. Только последовательное накопление путем наблюдений все новых научных данных могло постепенно развеять подобные иллюзии.

—————————————————————————————————-

¹ Выдающийся французский математик и астроном П. С. Лаплас (1749—1827) в 1796 г. выдвинул космогоническую гипотезу, согласно которой от Солнца, в плоскости его экватора, последовательно отделялись газовые кольца, конденсировавшиеся затем в шарообразные тела — планеты. Кольцо, из которого сформировался Марс, отделилось от Солнца раньше, чем «земное» кольцо.

—————————————————————————————————-

В истории изучения Марса можно отметить несколько периодов. Первый период связан, несомненно, с классическими работами итальянского ученого Дж. Скиапарелли (1835—1910), который в течение многих лет наблюдал Марс в свой 8-дюймовый рефрактор под ясным небом Милана. В 1877 г. Скиапарелли открыл каналы на Марсе и их раздвоение. Он составил первую детальную карту его поверхности и дал названия его темным и светлым, пятнам. Эти темные пятна, по мнению ученого, были настоящими морями, и сам он был убежденным сторонником наличия на этой планете растительной и животной жизни.

Работы Скиапарелли получили широкую известность и, в частности, произвели огромное впечатление на американского астронома П. Ловелла (1855—1916). Под влиянием этих работ П. Ловелл решил посвятить себя исследованию Марса и в Аризонской пустыне (Калифорния) построил крупную обсерваторию с первоклассным рефрактором диаметром 60 см. Он открыл много новых каналов на Марсе, которые чертил в виде правильной сети. Эти каналы никогда не оканчивались в пустынях, но всегда соединяли различные темные образования (рис. 1). Ловелл установил наличие многочисленных деталей в ранее предполагаемых «морях» и вынужден был прийти к заключению, что эти образования не могут иметь ничего общего с настоящими морями, тем более что они не показывают никаких признаков отражения солнечных лучей, неизбежного при свободной водной поверхности.

Рис. 1. Марс по рисунку Ловелла

Итак, в представлении Ловелла возможности для органической жизни на Марсе уже значительно сузились. Эта планета на две трети своей поверхности покрыта пустынями, очень однородными и имеющими красноватый оттенок. На одну треть ее покрывают «оазисы», где, по мнению Ловелла, может находиться зеленая растительность, подверженная сезонным изменениям. Ловелл полагал, что, вследствие крайнего недостатка воды на планете, марсианские инженеры используют для орошения почвы полярные шапки и для этой цели построили сложную систему каналов. Признаком искусственной природы этих сооружений служит геометрически правильный вид сети каналов, совершенно несвойственный естественным образованиям.

Нужно, однако, заметить, что эти заключения даже во времена Ловелла далеко не получили всеобщего признания. Напротив того, французский астроном и хороший художник Е. М. Антониади, работая в начале нашего столетия с большим рефрактором Медонской обсерватории близ Парижа, сделал многочисленную серию прекрасных рисунков Марса, в особенности во время его великого противостояния 1909 г. Антониади обнаружил множество деталей в марсианских морях, но никакой правильной сети каналов, за исключением лишь наиболее крупных образований этого рода.

Однако на Ловелловской обсерватории в Калифорнии были получены первые фотографии наиболее крупных каналов, и это подтвердило открытие Скиапарелли. Каналы, несомненно, существуют, но неизвестно, являются ли они на самом деле такими правильными сплошными линиями, как это рисовалось Ловеллом. Нужно иметь в виду, что даже при кратчайшем расстоянии Марса, составляющем около 50 млн. км, и при наибольших увеличениях в 800—1000 раз, возможных лишь при наилучших атмосферных изображениях, наименьшая различимая деталь на этой планете имеет размеры все же около 100 км. При обычных условиях разрешающая способность телескопа гораздо меньше. С другой стороны, человеческий глаз всегда стремится упрощать и схематизировать получаемые впечатления и придавать им более или менее геометрический характер. Это было проверено Маундером на Гринвичской обсерватории (Англия) при помощи ряда поставленных опытов. Если, например, начертить карту Марса с его обычными морями, но вместо сплошных каналов разбросать лишь отдельные не связанные между собой детали, лишь приблизительно следующие определенным направлениям, то наблюдатели, помещенные от этой карты за пределами ясного зрения, все же наносят геометрически правильные линии, напоминающие каналы.

Укажем, что на Ловелловской обсерватории Слайфер впервые сделал попытку обнаружить на Марсе водяной пар и кислород, но пришел к заключению, что эта планета не отличается от Луны в этом отношении.