Кирилл Кондратьев - «Викинги» на Марсе

Через 25 с после посадки СА «Викинг-2» на поверхность Марса в районе Utopia Planitia (47,89° с. ш., 225,86° з. д.) 3 сентября 1976 г. в 09 ч 48 мин 58 с местного марсианского времени начала функционировать панорамная камера СА. Анализ полученных изображений (за время до 5 ноября 1976 г. получено около 575 изображений) показал [84], что участок поверхности в районе посадки представляет собой плоскую каменистую красноватую пустыню, рассеченную сравнительно свободными от камней ложбинами (шириной около 1 м и глубиной 15 см), которые, по-видимому, образуют сетку в форме многоугольника.

Вероятны по крайней мере четыре процесса, которые могут быть ответственны за образование ложбин: растрескивание лавы в результате сжатия при ее охлаждении; тепловое расширение и сжатие мерзлого грунта, которое, по-видимому, сопровождается таянием; растрескивание при высыхании насыщенных водой глинистых минералов; флювиальные процессы (последнее, однако, мало вероятно).

Горизонт является исключительно плоским, не выявляя какого-либо крупного рельефа. К востоку от СА видно плато, совпадающее с направлением «языка» продуктов выброса из кратера вулкана Mie . Камни в месте посадки «Викинга-2» являются, как правило, более пористыми, чем на участке «Викинга-1». Хотя пористость камней естественнее всего истолковать как результат их вулканического происхождения, могут быть предложены и другие объяснения (например, влияние ветровой эрозии).

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.