Кирилл Кондратьев - «Викинги» на Марсе

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 СО 2·6Н 2О при эффективной плотности СО 2, равной 0,33 г/см 3, что может происходить при температуре на 5 К выше, чем точка конденсации чистого СО 2. 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 T 20= 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 T 20= 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 -3и (8±1,5)·10 -3кал/(см 2·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 A L≈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 (A L≥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.