«Викинги» на Марсе

изображения и определить колориметрические характеристики различных участков поверхности планеты [102]. Телевизионные камеры ОА снабжены набором светофильтров для видимой области спектра 0,35–0,65 мкм. Применяя фиолетовый (0,45±0,02 мкм), зеленый (0,53±0,04 мкм) и красный (0,59±0,03 мкм) фильтры, удалось построить три цветных изображения. Анализ этих изображений, а также многоканальных изображений для нескольких спектральных интервалов показал большую информативность таких данных с точки зрения различения разнообразных природных образований (мелкозернистые и скалистые грунты и др.) и выявления их связей с локальной ареоморфологией и процессами трансформации поверхности.

Красно-фиолетовое отношение оказалось очень чувствительным индикатором атмосферной дымки и облаков, особенно вблизи терминатора. Зелено-красное отношение характеризует главным образом изменчивость материала поверхности планеты. Сопоставление двух колориметрических отношений открывает возможность различения эффектов атмосферы и поверхности.

Колориметрические данные подтверждают выводы наземных наблюдений, согласно которым яркие участки поверхности Марса являются более красными, чем темные участки. Последние могут быть разделены по меньшей мере на два класса, один из которых характеризуется примерно на 10% большей яркостью в фиолетовом участке спектра. Более голубые темные участки поверхности связаны с темными «струями», исходящими из бывших кратеров. Более красные темные участки располагаются в зоне экваториальных равнин.

3. Анализ изображений поверхности со спускаемого аппарата АМС «Викинг»

Две камеры, установленные на СА «Викинг-1», позволили получить первые изображения поверхности Марса со спускаемого аппарата [82]. Идентичные камеры представляют собой многоканальные сканирующие радиометры, основанные на системе оптико-механического сканирования. Совокупность 12 кремниевых фотодиодов обеспечивает четыре широкодиапазонных канала с переменным фокусом для получения изображений очень высокого разрешения, один широкодиапазонный канал для быстрого обзора, шесть узкополосных (около 0,1 мкм) каналов для получения многоспектральных изображений (цветных и в близкой ИК области спектра) и один узкополосный канал для сканирования Солнца. Мгновенное поле зрения равно 0,04° в случае четырех каналов очень высокого разрешения и 0,12° для остальных каналов. Ширина поля зрения охватывает углы + 40 и -60° относительно горизонта и диапазон 0–342,5° по азимуту. Изображения запоминаются бортовым магнитофоном.

Анализ изображений района посадки, полученных с орбитального отсека, показал, что этот район может быть охарактеризован как топографически гладкий (рис. 12). По-видимому, формирование наблюдаемого здесь рельефа было обусловлено совокупностью флювиальных процессов, вулканизма, метеорных ударов, ветровой эрозии и переноса, химического выветривания. На основе анализа изображений, полученных со спускаемого аппарата, в работе [82] детально описаны особенности поверхности Марса вблизи точки посадки — мелкодисперсного грунта с размерами частиц порядка десятых долей миллиметра, покрытого многочисленными кусками горных пород, которые имеют резко очерченные грани. На одном из панорамных изображений виден участок, занятый небольшими песчаными дюнами и пересекающей их полосой темных камней.

Изображение высокой пространственной разрешающей способности, приведенное на рис. 13, характеризует детали морфологии поверхности Марса, покрытого камнями разнообразных размеров и форм. Обращает на себя внимание отсутствие явно выраженных следов трансформации поверхности ветром. В частности, — пыль, осевшая при посадке на опору СА, осталась неизмененной в течение двух суток после первого подобного изображения, принятого со спускаемого аппарата. Указанное стрелкой зачерненное пятно на поверхности обусловлено оседанием частиц при ударе о поверхность сброшенного со спускаемого аппарата защитного цилиндрического покрытия рычага для взятия проб грунта (это покрытие находится в данном случае вне поля зрения).

Рассеянные по поверхности куски горных пород имеют самые разнообразные формы и размеры. Построение распределения числа камней по размерам обнаружило сходство с аналогичными данными для Луны (кратер Тихо). Наблюдаются россыпи гравия, указывающие на влияние ветровой эрозии и следы воздействия на горные породы. «Хвосты» мелкозернистого материала позволяют оценить направление ветра.

Цветные изображения показывают, что типичный для поверхности Марса красноватый оттенок, напоминающий земной лимонит, имеют валуны, камни и мелкие частицы грунта. Спектрометрические измерения показали, однако, что лимонит не может быть основным компонентом марсианской пыли. Возможно, что цвет поверхности Марса определяется образованием лимонита на поверхности горных пород в результате их окисления и гидратации. Если эта гипотеза справедлива, то процесс окрашивания должен был произойти в геологическом прошлом, когда в атмосфере Марса было значительно больше кислорода и водяного пара.

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