«Викинги» на Марсе - Кирилл Кондратьев

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.

4. Тепловое картирование и альбедо

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.

Наблюдения южной полярной шапки с АМС «Маринер-7» позволили сделать вывод, что сезонные полярные шапки состоят главным образом из сухого льда. Однако состав остаточных полярных шапок подвергался длительной дискуссии. Изобилие флювиальных форм рельефа на Марсе позволяет считать, что марсианская атмосфера была в прошлом гораздо более плотной и постоянные резервуары СО2 в виде отложений сухого льда в полярных шапках могли способствовать периодическим перестройкам атмосферы и, в частности, служить холодной «ловушкой», которая сильно влияет на динамику водяного пара.

Убедительным свидетельством отсутствия сухого льда было обнаружение в полярных районах температур поверхности, которые существенно превосходят температуру конденсации (148 К) углекислого газа при среднем давлении 6,1 мбар. Отсюда следует, что углекислый газ может быть «сконденсирован» в форме углекислотноводного клатрата СО2·6Н2О при эффективной плотности СО2, равной 0,33 г/см3, что может происходить при температуре на 5 К выше, чем точка конденсации чистого СО2. Если же температура выше 155 К, то это означает невозможность существования сухого льда на поверхности Марса.

ИК измерения в интервалах 18–24 мкм и 10–13 мкм, осуществленные с борта АМС «Викинг-2» в районе Северного полюса поздним летом (31 августа 1976 г.), выявили соответствие между структурой полей излучения в видимой и ИК областях спектра [57]. Если яркостные температуры больших темных участков T20 = 235 К, то остальная часть остаточной полярной шапки имела температуру, близкую к 205 К, а ее альбедо составляет около 43%. Сравнительно низкое альбедо льда указывает на его загрязненность. Почти для всех точек справедливо соотношение T20 = 240 - 146(A - 0,2) ± 5 К, где А — альбедо поверхности.

Следует, таким образом, считать, что остаточная полярная шапка и ее ответвления представляют собой лед с грязевыми включениями, состоящими из осевшей пыли. Высокие температуры полностью исключают возможность того, что постоянная полярная шапка является углекислотной. Возможно, однако, что существует подповерхностный сухой лед. Постоянство ледовых отложений в течение пяти лет указывает на их значительную толщину, которая может варьировать от нескольких сантиметров до 1 км (надежные данные о толщине отсутствуют).

Анализ результатов ИК измерений с орбитальных аппаратов «Викинг» в различные моменты времени днем позволил выполнить расчеты суточного хода температуры на различных глубинах в грунте и сделать прогноз годового хода температуры в местах посадки СА «Викинг» [58]. Хотя положенная в основу расчетов модель однородного грунта с плоской поверхностью не позволяет описать поле яркостной температуры вполне адекватно, расчеты дают значения температуры грунта и его поверхности, которые согласуются с данными наблюдений в пределах 5 К.

Параметрами, входящими в расчетные формулы, являются: альбедо и излучательная способность поверхности, а также тепловая инерция , где k — теплопроводность, ρ — плотность, с — теплоемкость грунта. Тепловая инерция грунта принята равной (9±0,5)·10-3 и (8±1,5)·10-3 кал/(см2·с·К) соответственно.

Результаты вычислений обнаружили существенно различный тепловой режим мест посадки спускаемых аппаратов «Викинг-1, -2» (САВ-1, САВ-2). Для места посадки САВ-1 характерен слабый годовой ход температуры, тогда как на участке САВ-2 имеет место резко выраженный годовой ход. Полуденная температура достигает максимума в период, близкий к осеннему равноденствию, но не в середине лета, и имеет вторичный максимум в период весеннего равноденствия. Этот полугодовой ход температуры обусловлен влиянием эксцентриситета орбиты Марса.

Анализ стереоизображений с САВ-1 и САВ-2 показал, что 8,6 и 17% поверхности соответственно покрыто камнями размером 5 см и больше. Исследование изображений для оценки той части теплового излучения, которая обусловлена камнями, дал возможность оценить суточный ход температуры грунта (исключая влияние камней) на различной глубине (до 25 см).

Температура поверхности на участках САВ-1 и САВ-2 варьирует в пределах 183–263 К и 183–268 К соответственно. Амплитуда суточного хода температуры убывает экспоненциально с глубиной при показателе экспоненты, равном 5 см. Температура на глубине 24 см близко соответствует средней температуре поверхности. Расчет максимальной температуры грунта под камнями на участке посадки САВ-2 дал значение, равное 230 К, а минимальной — 201 К. Поскольку период функционирования САВ-2 совпадал со временем наивысших температур, можно считать, что температура грунта в этом случае никогда не превышает 234 К.

Выполненное в работе [56] построение глобальной карты отраженной солнечной радиации привело к оценке среднего ламбертова альбедо поверхности AL≈0,25, изменчивость которого отчетливо коррелирует с распределением темных и светлых областей марсианской поверхности. Наблюдается усиление яркости, которое следует приписать влиянию утренних приземных туманов или изморози на поверхности. Аномально ярким (AL≥0,35) оказался район Argyre Planitia, что, по-видимому, обусловлено наличием на поверхности льда из углекислоты (здесь температура поверхности ниже точки сублимации углекислого газа). В районе четырех главных вулканов имеет место усиление градиентов яркости, которое можно объяснить влиянием склонов.

Интересно сопоставить результаты, полученные при помощи ИСМ, с данными наземных наблюдений альбедо Марса. На основе анализа фотографий Марса, полученных в 1971 и 1973 гг. с использованием красного светофильтра, Капен [23, 24] исследовал закономерности пространственно-временной изменчивости альбедо планеты. По данным за 1973 г. рассмотрены шесть примеров регулярного годового хода и один случай вековой изменчивости потемнения. Как правило, трансформация темных деталей Марса в 1973 г. не была следствием пыльной бури 1971 г., а проявилась под влиянием усиления яркости соседних участков. Наблюдения 1975 г. выявили значительные изменения альбедо в районе Sabaeus—Deltoton.

Две серии фотографий, относящиеся к 1971 г. (весна южного полушария) и 1973 г. (лето южного полушария), подверглись фотометрической обработке. В обоих случаях условия геометрии визирования и характеристики изображений были сходными. Были выявлены существенные сезонные различия альбедо светлых и темных участков и обнаружена зависимость годового хода яркости от широты, не соответствующая, однако, классической концепции «волны потемнения». Короткопериодическая изменчивость альбедо наиболее сильно выражена весной, особенно в случае светлых участков. Корреляция между короткопериодической и долгопериодической изменчивостью отсутствует. Для лета южного полушария характерно ослабление относительных контрастов яркости. Не обнаружено какой-либо зависимости от фазового угла в пределах исследованного диапазона фазовых углов.