«Викинги» на Марсе - [16]

, 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.

>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.