Кирилл Кондратьев - «Викинги» на Марсе

• Название: «Викинги» на Марсе
• Автор: Кирилл Кондратьев
• Издательство: Гидрометеоиздат
• Жанр: Прочая научная литература
• Год: 1977

Обсуждены результаты исследований атмосферы, поверхности и верхнего слоя грунта Марса на основе предварительного анализа данных измерений при помощи аппаратуры, установленной на орбитальном и спускаемом аппаратах АМС «Викинг-1, -2». Полученные результаты содержат обширную информацию о структурных параметрах и составе атмосферы. Большое число изображений с орбиты и поверхности планеты позволило значительно углубить существующие представления об особенностях структуры и минералогии поверхности Марса. Впервые получен обширный комплекс данных прямых измерений на поверхности планеты, характеризующих свойства поверхности и нижних слоев атмосферы. Рассмотренные результаты имеют важное значение для понимания закономерностей погоды и климата на Марсе, открывают новые перспективы с точки зрения сравнительной метеорологии планет.

The results of investigations of the atmosphere, the surface and the upper layer of the soil of Mars are discussed on the basis of a preliminary analysis of measurement data obtained with the help of instrumentation installed on the orbital and descent vehicles Viking-1, -2. The results obtained contain comprehensive information on the structural parameters and composition of the atmosphere. Numerous images from the orbit and the planet's surface made it possible to improve essentially the existing notion of the structure and minerology of the Martian surface. For the first time, a comprehensive complex of data of direct observations on the surface of the planet has been obtained which characterizes the properties of the surface and the lower atmosphere. The results considered are of great importance for understanding the weather and climate-forming processes on Mars; they open up new perspectives from the point of view of the comparative meteorology of planets.

---

В обоих случаях (САВ-1 и САВ-2) вертикальные профили температуры имеют волнообразную структуру на высотах более 30 км (для сравнения использованы данные, относящиеся к высотам 0—100 км), причем амплитуда волны возрастает с высотой в слое 50—120 км. В нескольких интервалах высот вертикальный градиент температуры близок к адиабатическому. В случае данных САВ-1 волновая структура профиля температуры может быть обусловлена влиянием суточного прилива. Амплитуда волны меньше в районе снижения САВ-2, что, вероятно, связано с более высокой широтой этого района.

Полученные значения температуры термосферы Марса значительно ниже (<200 К), чем найденные ранее по данным измерений УФ свечения атмосферы с АМС «Маринер-6, -7, -9». Это можно объяснить как влиянием расстояния до Солнца (измерения на CAB сделаны в период, когда Марс был близок к апогею при расстоянии около 1,64 а. е., тогда как АМС «Маринер» функционировали при положении планеты, близком к перигелию при расстоянии около 1,43 а. е.), так и различиями потока энергии, переносимого приливами из нижней атмосферы в верхнюю.

Данные САВ-2 обнаруживают неожиданное возрастание температуры выше 170 км, достоверность которого требует тщательной проверки. Сравнение вычисленных по барометрической формуле вертикальных профилей концентрации аргона и азота с измеренными позволило оценить коэффициент турбулентного перемешивания на различных высотах, варьирующий от 2,1—5,0x107 см2/с на уровне 100 км до 1,2—4,2— 109 см2/с на высоте 170 км. Модельные расчеты вертикальных профилей концентрации СО, NO и О2 обнаружили хорошее согласие с результатами измерений.

В работе [75] построена модель марсианской ионосферы, соответствующая данным САВ-2. Анализ рассматриваемых данных привел к выводу, что отношения смеси азота, аргона и кислорода в основной толще атмосферы равны 2,4 · 10-2; 1,5 · 10-2 и 1,6 · 10-3, соответственно. Верхняя атмосфера обогащена окисью углерода и азота по сравнению с нижней, где отношения смеси этих компонент составляют около 8·10-4 и 10-8—10-9.

8. Эволюция атмосферы

 Хотя содержание азота в современной атмосфере Марса составляет около 2,5%, обнаружение того факта, что марсианская атмосфера обогащена тяжелым изотопом азота 15N примерно на 75% по сравнению с земной атмосферой, побудило Макэлроя и др. [74] предположить, что за последние 4,5 млрд. лет Марс потерял значительное количество молекулярного азота в результате диссипации. По-видимому, главным механизмом диссипации являлась продукция быстрых атомов азота реакциями диссоциативной рекомбинации

N+2+e → N+N

и диссипации электронным ударом

e +N2→ e+N+N,

причем в обоих случаях продуцируются преимущественно N(4S) и N(2D).

Если принять ионную и электронную температуры марсианской атмосферы равными 400 К, то средняя скорость атомов, продуцируемых первой из упомянутых реакций, составит 4,96 км/с. Скорость, необходимая для диссипации с уровня 210 км (высота экзобазы), равна 4,68 км/с. Учет длительной диссипации атомов азота приводит к выводу, что парциальное давление молекулярного азота в геологическом прошлом должно было составлять не менее нескольких миллибар и могло достигать 30 мбар, если принять во внимание возможность функционирования марсианского грунта как стока для атмосферных HNO2 и HNO3.

Полученная ранее оценка суммарного выделения водяного пара на Марсе за счет дегазации твердой оболочки, найденная по данным о диссипации водорода, который является продуктом фотодиссоциации водяного пара, привела к значению порядка 102 г/см2. Аналогичные вычисления для углекислого газа дали 60±20 г/см2. За последние годы были высказаны предположения, что марсианский реголит и северная полярная шапка могут оказаться гигантскими стоками водяного пара и углекислого газа. Расчеты показывают, что реголит мог адсорбировать до 103 г/см2 водяного пара и может содержать до 400 г/см2 углекислого газа, а в северной полярной шапке может быть «погребено» до 103 г/см2 СО2. Все эти оценки указывают на то, что поверхностные слои твердой оболочки Марса могут содержать больше водяного пара и углекислого газа, чем выделилось в результате дегазации за всю историю планеты [34].

С учетом данных о высоком (28%) содержании аргона в марсианской атмосфере Леови [63] показал, что дегазация водяного пара и углекислого газа на протяжении эволюции Марса была на два порядка величины более интенсивной, чем предполагалось ранее. Если принять относящиеся к Земле значения отношений дегазации для различных компонентов, то оказывается, что на протяжении истории Марса в процессе дегазации выделилось около 105 г/см2 водяного пара (эта величина примерно в 108 раз превосходит современное содержание водяного пара в атмосфере Марса), 104 г/см2 углекислого газа (это в 103 раз превосходит современное содержание) и 450 г/см2 азота.

Возможно, что основная часть азота, выделившегося в процессе дегазации, оказалась затем химически связанной в марсианском реголите. Следует предполагать, что реголит содержит большое количество таких летучих компонент как водяной пар, углекислый газ, водород, нитраты, нитриты или нитриды. Таблица 9 характеризует предполагаемую модель содержания водяного пара и углекислого газа на Марсе, составленную Левиным [63] по данным различных авторов.

На основе анализа состава летучих компонент земной коры, метеоритов, а также состава атмосферы Венеры, Луны и Земли Оуэн [91] получил оценки состава продуктов дегазации твердой оболочки Марса. Обнаружение по данным АМС «Марс-6» большого количества аргона в марсианской атмосфере допускает три вероятных интерпретации. Первая состоит в предположении, что на Марсе имел место такой же уровень дегазации твердой оболочки, что и на Земле. Поэтому возможен один из вариантов сильной дегазации, которому соответствуют большие количества «погребенных» или исчезнувших углекислого газа, водяного пара и азота.

Таблица 9 Предполагаемое содержание водяного пара и углекислого газа на Марсе

Другая интерпретация состоит в том, что на Марсе произошла дегазация, подобная лунной, и за ранней потерей летучих компонентов последовало постепенное высвобождение радиогенных газов. В таком случае общее содержание 40Аr не может служить надежным индикатором общего содержания летучих компонентов, поскольку химически активные газы могли иметь другие происхождение и историю.

Третья интерпретация исходит из некорректности данных «Марса-6» и предположения, что действительное содержание аргона в атмосфере Марса значительно меньше. Все это свидетельствует о крайней неполноте существующих представлений об эволюции марсианской атмосферы и необходимости дальнейших исследований содержания инертных газов. Противоречивые данные АМС «Марс-6» и «Викинг-1, -2» являются наглядным подтверждением этого вывода.

В связи с проблемой эволюции атмосферы Марса Хюгенин [49] привлек внимание к тому, что происходящая на Марсе окислительная эрозия, которая стимулируется фотодиссоциацией, необратимо удаляет из атмосферы кислород и водород со скоростью от 108 до 1011 молекул/(см2·с), что соответствует суммарной потере водяного пара от 1025 до 1028 молекул/см2 (102— 105 г/см2), если предполагать неизменность скорости этого процесса в геологическом прошлом. Дополнительное количество Н2О удаляется в результате гидратации Fe2O3 и глинистых минералов, но эти потери обратимы. Углекислый газ необратимо удаляется из атмосферы при образовании СаСО3 со скоростью 107—1010 молекул/(см2·с), что эквивалентно суммарной потере 1024— 1027 молекул/см2 (10—104 г/см2).

Ранее предполагалось, что основным стоком для летучих компонентов является диссипация через атмосферу, обусловливающая потери всего лишь 102 г/см2 водяного пара и 100 г/см2 углекислого газа за период геологического прошлого планеты. Недавнее обнаружение по данным СА «Марс-6» значительного количества аргона в атмосфере Марса допускает возможность того, что потери водяного пара и углекислого газа могли достичь 105 и 104 г/см2 соответственно. Если количество водяного пара и углекислого газа, удаляемые за счет стимулируемой фотодиссоциацией окислительной эрозии, близки к упомянутым верхним пределам, возможно, что химическая эрозия оказывала главное влияние как фактор, ограничивающий поступление водяного пара и углекислого газа при аккумуляции их реголитом и полярными шапками.

В рамках научной программы АМС «Викинг» предприняты четыре вида измерений, имеющих важное значение с точки зрения решения остающейся открытой проблемы баланса летучих компонент на Марсе [33]. Это измерения температуры в зонах полярных шапок, содержания водяного пара, атмосферного давления и масс-спектрометрические измерения концентрации различных изотопов. Согласно имеющимся данным температура в зонах полярных шапок слишком высока, чтобы существовала возможность постоянного наличия твердой углекислоты. В связи с этим было показано, что допустимо наличие постоянных полярных шапок из льдообразного соединения — водного клатрата углекислоты СО2·6Н2О, вариации содержания которого могут регулировать атмосферное давление.