«Викинги» на Марсе

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.

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.