оказываться сильно возбужденной. Оценки приливных компонентов полей ветра вблизи марсианской поверхности выявили существенный вклад топографически обусловленных мод низких широт. Вблизи 30° ю. ш., где имеют место наиболее сильные ветры, амплитуда изменяющегося в течение суток зонального ветра возрастает в некоторых районах до 40 м/с.
Хотя грубость модели определяет предварительность рассмотренных количественных результатов, они несомненно свидетельствуют о возможности обусловленного крупномасштабной топографией усиления ветра, которое может в некоторых районах вносить существенный вклад в инжекцию пыли в атмосферу в периоды пыльных бурь.
Расчеты Конрата [30] обнаружили также наличие орографически обусловленных мод, распространяющихся в вертикальном направлении. Эти моды не оказывают сколько-нибудь значительного влияния на поля температуры и ветра в нижних слоях атмосферы, но приводят к появлению сильного потока энергии вверх от поверхности. Подобные моды являются, таким образом, возможным источником энергии для верхней атмосферы в период пыльной бури. Однако для количественной оценки распространения энергии в верхнюю атмосферу необходимо более детальное моделирование атмосферы, чем рассмотренное выше.
Согласно работам [53, 54, 65], определенный вклад в стимуляцию процесса развития пыльной бури может вносить сальтация (беспорядочные движения частиц вверх и вниз вблизи поверхности в результате соударения с нею падающих частиц). Изучение физики процесса эрозии и первоначального механизма формирования пыльных бурь вызвало большой интерес к исследованиям условий подъема частиц марсианского грунта с поверхности как путем численных экспериментов, так и моделирования в аэродинамических трубах при условиях, эквивалентных марсианским.
В работе [108] выполнены численные эксперименты с использованием двухмерной модели потока, разработанной для исследования подъема частиц с поверхности в земных условиях, в которую были введены эмпирические поправки с целью учета специфики марсианских условий. Подъем и перенос частиц грунта определяются соотношением подъемной силы и силы трения, которые сильно зависят от числа Рейнольдса.
Как на Земле, так и на Марсе, подъемная сила имеет решающее значение для начала процесса сальтации. Эквивалентность теоретического описания этого процесса определяется из условия равенства отношений динамической скорости v* к пороговой динамической скорости v*t, определяющей начало сальтации. В табл. 4 приведены значения v* для Земли и Марса при различных диаметре частиц D (мкм) и плотности частиц ?р (г/см3) .
Главная специфика Марса состоит в том, что в этом случае сальтация имеет место в пограничном слое, содержащем вязкий подслой, тогда как для Земли характерен диапазон v*t, соответствующий переходной зоне. Толщина вязкого подслоя на Марсе составляет около 1 см. Сравнение траекторий частиц на Земле и Марсе при идентичных v*/v*t показало, что в условиях Марса траектории выше (до 40%) и длиннее. Отношение длины к высоте траекторий на Марсе значительно выше, а угол соударения с поверхностью существенно меньше (обычно меньше 30°), чем на Земле (5–15°). Максимальная вертикальная составляющая скорости частиц w/v* равна примерно одной десятой по отношению к земной, а горизонтальная составляющая скорости (вдоль направления ветра) в марсианских условиях значительно больше, что должно обусловливать более интенсивную эрозию. На основе сочетания экспериментальных данных и двухмерной модели в работе [108] получены оценки, относящиеся к трехмерной модели потока при наличии кратера. Полученные оценки показывают, что в этом случае значительно усиливается процесс эрозии на «теневой» стороне кратера. Этот вывод объясняет природу образования «струй» пылевого материала на поверхности вблизи некоторых кратеров.
Рис. 1. Место посадки спускаемого аппарата АМС «Викинг-1». Центр посадочного эллипса на монтаже телевизионных изображений, полученных с АМС «Викинг-1» 9 июля 1976 г. 
Рис.2. Мозаика 15 телевизионных изображений, полученных с АМС «Викинг-1» 9 июля 1976 г. при расстоянии до поверхности около 1630 км. Все изображение охватывает площадь 250 ? 200 км к западу-северо-западу от места посадки СА. 
Рис. 3. Два изображения западной части вулканического плато Alba Patera, полученные с АМС «Викинг-2» 15 августа 1976 г. при расстоянии до поверхности около 3950 км. Каждое изображение охватывает площадь 175 ? 175 км. 
Рис. 4. Монтаж шести изображений района Chryse, полученных 22 июня 1976 г. с АМС «Викинг-1». Отчетливо выявляющиеся меандрирующие каналы побуждают высказать предположение об их флювиальном происхождении. 
Рис. 5. «Острова» в канале района Areas Valley на двух изображениях высокого пространственного разрешения, полученного с АМС «Викинг-1» 23 июня 1976 г. Изображения получены с интервалом времени 9 с при расстоянии до поверхности, равном 1723 км. 
Рис. 6. Изображение гигантского экваториального каньона глубиной около 2 км в районе Capri Chastna, полученное с АМС «Викинг-1» 3 июля 1976 г. с расстояния около 2000 км. Размер изображения 70 ? 150 км. 
Рис. 7. Изображение дюн на дне района Gangis Chasma— Ganges Chasm — ветви системы экваториального каньона Марса, полученное с АМС «Викинг-1» 1 июля 1976 г. с целью выявления возможных мест посадки АМС «Викинг-2». Изображение охватывает площадь 50 ? 20 км. 
Рис. 8. Мозаика изображений покрытого каналами участка поверхности близ района Capri Chasma, полученных с АМС «Викинг-1» 3 июля 1976 г. с расстояния 2300 км. Площадь изображения составляет около 300 ? 300 км. Возможно, что опускание участка хаотического рельефа в правой части изображения было частично обусловлено таянием подповерхностного льда. 
Рис. 9. Изображение свежего молодого кратера диаметром около 30 км, расположенного в районе Lunae Planum (правый нижний угол фотографии). Центр изображения, полученного с АМС «Викинг-1» 11 июля 1976 г. с расстояния 1760 км, расположен в точке 23° с. ш., 52° з. д. 
Рис. 10. Монтаж из трех изображений зоны северной полярной шапки, полученных с АМС «Викинг-2» 30 августа 1976 г. при расстоянии до поверхности около 4000 км. 
Рис. 11. Изображение облачного покрова в области вулкана Olympus Mons, полученное с АМС «Викинг-1» 9 августа 1976 г. с расстояния 8000 км в утреннее время. 
Рис. 12. Изображение поверхности Марса, полученное со спускаемого аппарата АМС «Викинг-1» 6 августа 1976 г. В конце выдвижной стрелы СА установлены метеорологические датчики. 
