«Викинги» на Марсе

^{Рис. 13. Изображение поверхности Марса вблизи одной из опор спускаемого аппарата СА «Викинг-1». 22 июля 1976 г.}

Таблица 4

Пороговые значения динамической скорости на Земле и Марсе

В работе [54] сопоставлены результаты оценки зависимости пороговой динамической скорости от диаметра частиц (10–10 000 мкм) для условий Земли, Марса и Венеры. В случае учета сил сцепления между частицами всегда имеет место минимум динамической скорости, соответствующий оптимальному диаметру частиц, которые наиболее легко сдуваются ветром. При отсутствии сцепления наблюдается монотонное увеличение динамической скорости с ростом диаметра. Оптимальный диаметр частиц варьирует от 50 мкм на Венере до 75 мкм на Земле и 150 мкм на Марсе. При этом минимальные пороговые значения динамической скорости испытывают скачкообразные изменения примерно на порядок величины: от 2,2 до 20,5 и 250 см/с соответственно.

Частицы, которые имеют диаметр меньше 20; 52 и 250 мкм (соответственно на Венере, Земле и Марсе), оказываются взвешенными в атмосфере при достижении порогового значения скорости. Частицы, обладающие диаметром больше критического, будучи приведены в движение, остаются преимущественно в состоянии сальтации. Они становятся взвешенными лишь в случае, если достигается такое отношение динамической скорости к ее пороговому значению, при котором скорость ветра примерно равна динамической скорости.

Анализ цветных изображений неба в период сумерек (±20 мин по отношению к моменту захода Солнца) свидетельствует о присутствии в атмосфере большого количества красной пыли с размером частиц около 1 мкм. Для эффективной длины волны 0,67 мкм оптическая толщина атмосферы составляет около 0,45. Возможно, что низкая прозрачность и высокая запыленность атмосферы являются следствием кумулятивного эффекта местных пыльных бурь.

Установленный на СА «Викинг-1» рентгеновский флуоресцентный спектрометр позволил осуществить измерения концентрации в марсианском грунте элементов с Z>12, к которым принадлежат наиболее геохимически существенные и целый ряд малых компонентов грунта. В работе [106] приведены результаты анализа взятой на 8 сол первой пробы, выполненного в период 8–30 солов. Основными компонентами грунта оказались железо, кальций, алюминий, кремний и сера. Титан присутствует в малых количествах. Эти результаты согласуются с предположением, что марсианский грунт состоит из смеси обладающих прочным сцеплением частиц мелкозернистого силиката и минералов из окислов со значительной примесью сульфатов (возможно,— гидратированных).

Окислы железа (их минералогическая идентификация пока невозможна) являются, по-видимому, компонентом, ответственным за красноватую окраску поверхности Марса. Если они покрывают зерна силикатов, подобное покрытие должно быть очень тонким (тоньше 2 мкм) или несплошным. Характерные черты спектров свидетельствуют о высокой концентрации железа, относительно малом содержании алюминия, рубидия, стронция и циркония, а также высоком отношении концентраций Са/К.

Предварительная обработка данных привела к следующим значениям относительной весовой концентрации (%): железо 14 ± 2; титан < 1; сера 2–5; Са/К > 5 [106]. Малое содержание стронция, рубидия и циркония по сравнению с земными изверженными породами указывает на то, что исследованный образец грунта, по крайней мере частично, содержит продукты выветривания. По- видимому, сера присутствует главным образом в форме сульфатов (сульфаты кальция, магния, железа или щелочных металлов являются наиболее вероятными), но не исключено и наличие сульфидов. Поскольку полученные данные о составе грунта укладываются в рамки разнообразных минералогических и литологических моделей грунта, необходимы дальнейшие исследования.

Осуществленный при помощи рентгеновского флуоресцентного спектрометра элементный анализ мелкодисперсного компонента марсианского реголита привел к неожиданно сходному химическому составу грунта в далеко удаленных друг от друга (около 6500 км) местах посадки СА «Викинг-1, -2» [29]. Полученные количественные результаты приведены в табл. 5.

Как видно, в составе поверхностного слоя реголита преобладают кремний и железо при значительном содержании магния, алюминия, серы, кальция и титана. Концентрация кремния в форме двуокиси кремния составляет в районе посадки СА «Викинг-1» 45 ±5%, т. е. меньше значений концентрации (60±10%), полученных по данным орбитальной инфракрасной спектроскопии взвешенного в атмосфере материала в период глобальной пыльной бури 1971 г.

Таблица 5

Элементный состав мелкодисперной фракции (размер частиц ? 100 мкм) марсианского грунта (в % по весу) в точке посадки «Викинга-1» (S1) и разность концентраций в двух местах посадки (S2—S1)

^{Примечание. * — суммарные концентрации неидентифицированных окислов (О) и не обнаруженных компонентов (X, в том числе Н₂О, Na₂O, СО₂ и NO_x). ДО — данные отсутствуют.}

Концентрация серы на один—два порядка величины выше, а калия — примерно в 5–8 раз ниже соответствующих средних значений для земных природных образований (почвы, горные породы). Значения концентрации серы близко соответствуют, однако, найденным в хондритных метеоритах, которые обычно рассматриваются как протопланетное вещество. Высокое содержание серы на Марсе налагает ограничения на диапазон и количество возможных соединений, содержащих серу. Можно считать вероятным лишь сульфаты натрия, магния, кальция и железа или сульфид железа (исключая пирит).

Обнаружены следы стронция, иттрия, и, возможно, циркония, которые имеют относительную концентрацию порядка 10^-4. Мелкие камни типа гальки в районе Chryse содержат больше серы, чем мелкодисперсная фракция реголита, и, возможно, являются кусками сцементированной сульфатами поверхностной корки. Ранее было показано, что если предполагать, что красная или оранжевая пигментация реголита является результатом покрытия камней и мелкодисперсных частиц пленкой из геотита или гематита, то толщина такой пленки не должна превосходить 1–2 мкм. Данные табл. 5 определяют необходимость уменьшения максимально возможной толщины пленки до 0,26 мкм, так как в противном случае результаты рентгеновского флуоресцентного анализа на Mg, Al и Si оказались бы значительно искаженными.

Оценка плотности образцов S1 дала значение, равное 1,10±0,15 г/см³. Поскольку приведенный в табл. 5 элементный состав ограничивает плотность диапазоном 2,3–3,2 г/см³, это означает, что пористость частиц составляет около 60±15%. Забор и анализ последовательных проб грунта привел к выводу, что мелкодисперсная фракция реголита в районе Chryse обладает гораздо более сильной адгезией (слипанием), чем исследованные в лабораторных условиях земные аналоги.

Рассмотренный состав марсианского реголита естественнее всего интерпретируется как результат выветривания мафических (темных) изверженных пород. В работе [16] построена минералогическая модель, согласно которой марсианский мелкодисперсный реголит представляет собой смесь примерно 80% богатых железом глин, около 10% сульфата магния (кизерита ?), 5% карбоната (кальцита) и 5% окислов железа (гематит, магнетит, магемит, гетит ?). В табл. 6 представлены три модели состава реголита в сравнении с данными анализа мелкодисперсной фракции в месте посадки «Викинга-1» (51).

Таблица 6

Модели химического состава мелкодисперсного реголита

Наличие богатых железом глин означает, что для их образования из мафических горных пород на Марсе должно было иметься (или имеется) достаточное количество воды или льда. По-видимому, мафическая природа мелкодисперсного компонента грунта, имеющего глобальное распространение, и горных пород, которые являются источником этого компонента, предотвращает крупномасштабную планетарную дифференциацию, подобную земной.

Установленные на СА «Викинг» комплексы масс-спектрометров (МС) и газовых хроматографов (ГХ) позволили осуществить анализы состава марсианской атмосферы и грунта, причем главной целью был