Кирилл Кондратьев - «Викинги» на Марсе

По сравнению с камнями близ «Викинга-1», характеризуемыми разнообразием альбедо, формы и текстуры, камни на месте посадки «Викинга-2» имеют близкие значения альбедо и сходную пористую текстуру. Выходов коренных пород не обнаружено. Мелкие частицы грунта на обоих участках посадки имеют очень небольшие размеры (≤ 100 мкм) и, по-видимому, образуют поверхностную корку.

Анализ панорамных изображений указывает на сравнимую яркость марсианского неба и поверхности. Отношение r наблюдаемой яркости неба на угловом расстоянии от Солнца 90° и угловой высоте 15° к вычисленной яркости диффузно отражающей марсианской поверхности (с учетом расстояния от Марса до Солнца) при нормальном падении солнечных лучей дает r ≈ 0,2 для панорамы, полученной вскоре после посадки СА (эффективная длина волны составляет в данном случае 0,73 мкм). В случае релеевского рассеяния расчет дает яркость неба, которая эквивалентна лишь 0,003 наблюдаемого r .

Таким образом, наблюдаемая яркость неба полностью определяется влиянием пылевого аэрозоля. Приближенный расчет приводит к оптической толщине атмосферы, равной 0,2, что эквивалентно типичным континентальным условиям на Земле. Колор-индекс С , равный отношению r для красных и голубых лучей, составляет около 1,9÷2,5 и свидетельствует о значительно более сильном рассеянии красного света, что и определяет оттенки цвета неба от оранжевых до розовых. Наиболее вероятными компонентами аэрозоля являются поднятые ветром частицы грунта и кристаллы льда, образующиеся при сублимации водяного пара в атмосфере. Существование ледяных кристаллов в атмосфере Марса было обнаружено Н. А. Козыревым [6] еще в 1954 г. С учетом вклада отражения поверхностью ледяные частицы обусловливают С ≈1,1. Поэтому с точки зрения цвета неба более вероятно, что аэрозоль состоит из частиц грунта с нижним пределом размеров около 0,1 мкм, которые должны сильно поглощать в голубых лучах и рассеивать — в красных. Подобный аэрозоль следует рассматривать как глобальный фоновый, ввиду его большой устойчивости от дня к дню и отсутствию пыльных бурь в период наблюдений.

В случае «Викинга-2» яркость неба также сравнима с яркостью поверхности планеты и почти полностью определяется вкладом аэрозольного рассеяния [84]. Оптическая толщина атмосферы оказалась, однако, меньшей, составляя около 0,25 на длине волны 0,67 мкм, чем это было в случае «Викинга-1» (0,35). После оседания облака пыли, поднятого при посадке СА, не наблюдалось каких-либо изменений ландшафта, кроме тех, которые были связаны с взятием проб грунта. Это согласуется с данными о слабости ветра.

Предпринятый в работах [54а, 110] анализ поля изофот, построенных по данным АМС «Маринер-9» для фазового угла около 60°, выявил, что поле излучения Марса не может быть описано на основе использования функции Миннарта, а также предположений изотропного или релеевского рассеяния. Наблюдаемое поле изофот согласуется с расчетным лишь в случае сильно вытянутых вперед индикатрис рассеяния, вычисленных по формулам Ми и модели полубесконечного пылевого облака, характеризуемого значительной изменчивостью оптических свойств и микроструктуры частиц. Подобной модели соответствуют умеренно поглощающие частицы минералов, размеры которых не должны значительно превышать 1 мкм. Достаточно хорошее согласие с наблюдениями получается и в случае модели пылевого облака конечной оптической толщины, ограниченного снизу ламбертовой отражающей поверхностью.

Произведенная в работах [93, 94] обработка ультрафиолетовых спектров Марса, зарегистрированных с АМС «Маринер-9» в период пыльной бури 1971 г., с целью определения произведения яркости рассеянного света (индикатрисы рассеяния) на альбедо однократного рассеяния показала, что показатель поглощения пылевых частиц (определенный путем исключения влияния индикатрисы рассеяния на основе использования расчетных данных) возрастает с уменьшением длины волны в диапазоне 350–210 нм, но резко уменьшается в области более коротких волн. Структура спектра характеризуется наличием «плеча» на участке длин волн 240–250 нм.

Поскольку отмеченные особенности спектра поглощения пыли хорошо соответствуют структуре спектра двуокиси титана (анатаз), авторы [93] предполагают, что этот минерал входит в состав пыли и, следовательно, марсианского грунта. Отсутствие селективности в спектре анатаза для интервала 500–400 нм согласуется с данными наблюдений Марса в видимой и инфракрасной областях спектра. Высокий показатель преломления двуокиси титана может объяснить сильное лучепреломление марсианской пыли. По-видимому, доля содержания частиц из анатаза составляет несколько процентов.

Присутствие большого количества поглощающих пылевых частиц означает их сильное влияние на тепловой режим атмосферы, в результате чего вертикальный градиент температуры в верхней тропосфере может быть меньше адиабатического, а развитие конвекции днем ограничивается более тонким слоем атмосферы, чем при отсутствии пыли. В значительной толще атмосферы может существенно проявляться суточный ход температуры, порождающий соответствующие изменения давления и ветра.

Обнаружение яркого неба побуждает сделать вывод о необходимости пересмотра полученных ранее с Земли, во время пролета или с орбитальных АМС, данных о фотометрических характеристиках поверхности Марса. На это указывает и тот факт, что, если по данным съемки с орбитального отсека альбедо окрестности места посадки выше среднего, то данные СА приводят к противоположному выводу. Предварительный анализ изображений поверхности со спускаемого аппарата за первые десять суток не выявил каких-либо изменений, обусловленных ветром, что следует объяснить сравнительной слабостью ветра. Не обнаружено также и каких-либо следов жизни.

Установленная на орбитальном аппарате АМС «Викинг» аппаратура для теплового картирования (АТК) поверхности и атмосферы планеты состоит из четырех телескопов, каждый из которых представляет собой семиканальный радиометр [56]. АТК предназначена для измерений теплового излучения марсианской поверхности в четырех диапазонах длин волн: 6,1–8,3; 8,3–9,8; 9,8–12,5; 17,7–24 мкм. Измерения в пределах каждого из первых двух диапазонов осуществляются при помощи трех датчиков, а третьего и четвертого — семи датчиков. Датчик для интервала в 14,56–15,41 мкм в центре полосы углекислого газа использован для определения температуры стратосферы. Семь датчиков для диапазона 0,3–3,0 мкм позволяют измерять отраженную солнечную радиацию.

Наличие V-образно расположенных датчиков и высокой пространственной разрешающей способности (поле зрения составляет 5,2 мрад) позволило осуществить по данным АТК «Викинга-1» построение тепловых карт Марса за период наблюдений с 3-го по 22-й виток (22 июня — 11 июля 1976 г.). Когда АМС проходит участок орбиты от апоапсиса до точки, находящейся в 2 ч от периапсиса, удается получить данные для всего диска планеты, представляющего собой преимущественно ее ночную сторону. Поле теплового излучения выявляет в этом случае широтные вариации радиационной температуры, обусловленные особенностями инсоляции в рассматриваемое время года (лето северного полушария), и быстрый подъем температуры поверхности после восхода Солнца. Так, например, по данным для 29 июня 1976 г. радиационная температура для диапазона 17,7–24 мкм варьирует от более 240 К в полдень на экваторе до менее 140 К вблизи Южного полюса. Значительные неоднородности поля температуры поверхности приурочены к особенностям рельефа.