ЧАСТЬ ?1                ЧАСТЬ ?2

    30 сентября 1976 г. АМС 'Викинг-2' перешла на орбиту с углом наклона 75њ, что позволило получать изображения всего северного полярного района Марса при благоприятных условиях солнечного освещения. Анализ примерно 700 изображений высокой разрешающей способности, полученных в октябре 1976 г., подтвердил сделанные ранее выводы о наличии в областях полярных шапок протяженных слоистых отложений, покрытых главным образом отложениями многолетних льдов. Неоднородности расслоения указывают на сложную эволюцию климата в период формирования отложений. Впервые обнаружены опоясывающие полюс скопления дюн, состоящие из очень темных материалов.
    На всей рассматриваемой части планеты площадью около 800 тыс. км² не найдено свежих ударных кратеров, но встречаются круговые структуры размером 2-8 км, которые могут быть остатками ударных кратеров, что следует рассматривать как свидетельство быстрой эрозии отложений. Данные Викинг-2 указывают на существование трех типов геологических структур:
    1) слоистых отложений в центральном полярном районе;
    2) прилегающей к нему зоны дюн;
    3) покрытой кратерами плоской поверхности, которая является, по-видимому, стратиграфической 'подложкой' двух первых геологических структур.

Полярные терассы вблизи северного полюса Марса. 16 октября 1976 г., Викинг-2.

'ВИКИНГИ' (США)

    Многолетняя полярная шапка, которая, согласно данным инфракрасных измерений с Викинг-2, состоит из водного льда, располагается главным образом в пределах периметра слоистых образований. Следует думать, что эрозия слоистых отложений является причиной наблюдаемых на изображениях террасированных склонов. Большая протяженность террас указывает на то, что они отображают существование непрерывных тонких слоев протяженностью порядка тысяч квадратных километров. Наиболее вероятным механизмом образования слоев является оседание пыли из атмосферы, на которое, по-видимому, оказывают влияние распределение ледяного покрова и модуляция климатическими изменениями, связанными с вариациями параметров орбиты Марса.

Южная полярная шапка Марса. ОА Викинг-2.

'ВИКИНГИ' (США)

    Наличие дюн, протянувшихся как в долготном, так и поперечном ему направлениях; дюн, гребни которых расположены как регулярно и не изменяют направление на расстояниях более 100 км, так и изменчивых от точки к точке, свидетельствует об особенностях поля ветра. Нестабильные формы дюн отображают большую изменчивость среднего направления и скорости ветра в соответствующих районах. По-видимому, дюны образуются из части материала слоистых отложений, который подвергался ветровой эрозии. Следует при этом предположить, что составляющая отложения осевшая атмосферная пыль подвергалась аккреции, в процессе которой образовались более крупные агломераты, имеющие достаточно большие размеры для участия в процессе сальтации, играющем важную роль при образовании дюн (возможно, однако, что сальтация не имеет на Марсе столь существенного значения, как на Земле).

Поля дюн вблизи Южного полюса Марса. ОА Викинг-2.

'ВИКИНГИ' (США)

    Анализ изображений позволяет выявить многочисленные явления, происходящие в атмосфере. Изображения, полученные при подходе АМС к Марсу, показали, что в южном полушарии атмосфера была достаточно ясной, тогда как в северном полушарии на всех долготах имели место слои дымки, затруднявшие наблюдения поверхности. Основной целью интерпретации изображений с точки зрения атмосферных явлений было изучение запыленности атмосферы в зоне посадки СА. Изображения края диска планеты выявляют присутствие многослойной дымки на высотах до 25 км. Единичной оптической толщине (вдоль луча зрения по направлению к горизонту) соответствует высота, равная 15 км.
    Обнаружено несколько форм дискретных облаков (их следует отличать от региональной диффузной дымки): классические белые облака в области Tharsis; диффузные яркие облака, состоящие из отдельных пятен, размером порядка нескольких километров; экваториальные облака (типичные облака, состоящие из конденсата и имеющие, по-видимому, конвективную природу); протяженные волнообразные облака, которые наблюдаются в околополуденные часы в зоне экватора и состоят, по-видимому, из льда (длина волны облаков составляет около 10 км).
    Волнообразные облака могут служить индикатором направления ветра и условий устойчивости атмосферы. Иногда наблюдаются яркие пятна, которые можно интерпретировать как туман или изморозь из водного льда на поверхности (скорее всего это туман).

Волнообразные облака вблизи Южного полюса Марса. ОА Викинг-2.

'ВИКИНГИ' (США)

    Расширенная миссия ОА Викинг-2 началась 14 декабря 1976 года после соединения с Солнцем. 20 декабря 1976 года перицентр был уменьшен до 778 км и наклонение увеличено до 80 градусов.
    Работы включали сближение с Деймосом в октябре 1977 года и перицентр был уменьшен до 300 км, а период обращения изменен на 24 часа 23 октября 1977 года. Встреча с этой луной произошла 15 октября 1977 г., аппарат пролетел на расстоянии всего в 30 км.

Деймос в 1400 км от "Викинг-2". Создается впечатление, что поверхность Деймоса гладкая и ровная, но это не так. При приближении становятся видны очертания кратеров и полосы. Большинство кратеров этой луны закрыто толстым слоем реголита, по некоторым оценкам достигающим 50 метром.
Дистанция 1400 км, 05.10.1977 г. Область размером 14 км.	Дистанция 50 км, 15.10.1977 г. Орбита 423. Область на фото размером 1,4 км.	Дистанция 40 км, 15.10.1977 г. Орбита 423. Область на фото размером 1,3 км.
Дистанция 30 км, 11:04:25 UT 15.10.1977 г. Орбита 423. Область размером 1,2*1,5 км.	Дистанция 500 км, 20.10.1977 г. Орбита 428. На фото область размером 10 км.	Дистанция 500 км, 20.10.1977 г. Орбита 428. Северная четверть Деймоса.
Фобос на фоне вулкана Ascraeus Mons. От орбитального аппарата Викинг-2 до Фобоса 8000 км, сам Фобос 22 км в поперечнике. Высота орбиты над Марсом 13000 км.
'ВИКИНГ-2' (США)

    Вскоре на орбитальном аппарате были выявлены утечки из силовой установки, сократившие запасы газа служившего для корректировки орбиты. Аппарат был выведен на орбиту 302 х 33 тыс. км и выключен 25 июля 1978 года. За время работы орбитальный аппарат совершил около 700-706 витков вокруг Марса и передал 16 тыс. снимков.


    Взвешенные в марсианской атмосфере частицы пыли придают небу розовый цвет и определяют большую оптическую толщину атмосферы. Атмосфера является хорошо перемешанной. Масс-спектрометрические измерения состава атмосферы обнаружили значения отношений концентрации изотопов азота и аргона, которые отличаются от наблюдаемых в земной атмосфере и свидетельствуют о специфичности эволюции атмосферы Марса. Измерения содержания водяного пара выявили наличие пространственно-временной изменчивости. Высокое содержание водяного пара характерно для северных полярных районов летом. Измерения температуры в южных полярных районах указывают на вероятность конденсации летучих компонентов атмосферы.
    Элементный анализ образцов грунта показал, что грунт представляет собой гидратированные минералы с высоким содержанием железа, являющиеся по своей природе базальтовыми. Значительная часть материала поверхности (5-10%) является магнитной. Анализ двух образцов грунта не обнаружил органических соединений. Предел обнаружения составляет 10-100 частей на миллиард. Биологический эксперимент дал неопределенные результаты, но был очень полезен с точки зрения химии поверхности.
    После трех месяцев функционирования АМС 'Викинг' стало ясно, что оказались решенными три следующих вопроса, которые долгое время оставались открытыми: происхождение марсианских каналов, природа полярных шапок, состав атмосферы в геологическом прошлом. Анализ структуры рельефа в ряде районов на изображениях, полученных с орбитальных аппаратов (ОА) 'Викинг' с полной определенностью свидетельствует об их флювиальном происхождении, причем нет никакой альтернативы для гипотезы о том, что жидкостью, ответственной за формирование каналов, была вода. Вероятнее всего, что вода появлялась на поверхности не в результате дождей, а вследствие просачивания из грунта или таяния подповерхностного льда.
    По мнению ученых, существует три типа каналов различного происхождения: 1) каналы сложной структуры с притоками, появившиеся под влиянием дождя; 2) большие каналы, образовавшиеся в результате выхода на поверхность грунтовых вод из подземных озер геотермального происхождения; 3) небольшие каналы, являющиеся результатом медленного просачивания подпочвенных вод. Поскольку таяние подповерхностного льда естественно связать с вулканической активностью, предполагается, что в процессе эволюции Марса было несколько периодов формирования каналов, связанных с усилением вулканической активности.
    Данные спектроскопических измерений с ОА указывают на возрастание содержания водяного пара в атмосфере с широтой до максимального значения над полюсом, что свидетельствует о наличии в области полярной шапки водного льда. Этот вывод подтверждается результатами ИК измерений, которые привели к столь высокой температуре поверхности (205 К), что должно происходить испарение углекислотного льда. Следует считать, что зимой (соответственно, южного и северного полушарий) на полюсах аккумулируется большое количество сухого льда и размеры полярной шапки возрастают, тогда как летом происходит таяние и уменьшение размеров полярных шапок за счет испарения сухого льда.

Мозаика из 50 отдельных кадров, ИСМ Викинг-1, разрешение 1 км на пиксель. Изображения получены в 1980 году в конце лета на северном полушарии Марса. Яркая область снизу мозаики видна благодаря замерзанию двуокиси углерода (сухой лед) в бассейне Hellas, который достигает 2000 км в диаметре.

'ВИКИНГИ' (США)

    Остается пока неясным, как много водного льда аккумулировано полярными шапками. Возможно, что толщина льда составляет несколько сотен метров, что достаточно для образования глобального слоя воды толщиной около 0,5 м при полном таянии льда. Вода может существовать в форме вечной мерзлоты и вне полярных шапок.
    Измерения состава марсианской атмосферы со спускаемых аппаратов 'Викинг' привели к значениям концентрации азота и благородных газов, которые свидетельствуют о возможности существования в прошлом гораздо более плотной углекислотной атмосферы. Данные об аргоне свидетельствуют о том, что атмосферное давление у поверхности могло достигать 100 мбар, а данные об азоте допускают давление до 1000 мбар. По-видимому, первая оценка является более достоверной, чем вторая.

    Тепловое картирование и альбедо:

    Установленная на орбитальном аппарате АМС 'Викинг' аппаратура для теплового картирования (АТК) поверхности и атмосферы планеты состояла из четырех телескопов, каждый из которых представляет собой семиканальный радиометр. АТК предназначена для измерений теплового излучения марсианской поверхности в четырех диапазонах длин волн: 6,1-8,3; 8,3-9,8; 9,8-12,5; 17,7-24 мкм. Измерения в пределах каждого из первых двух диапазонов осуществляются при помощи трех датчиков, а третьего и четвертого - семи датчиков. Датчик для интервала в 14,56-15,41 мкм в центре полосы углекислого газа использован для определения температуры стратосферы. Семь датчиков для диапазона 0,3-3,0 мкм позволяют измерять отраженную солнечную радиацию.
    Убедительным свидетельством отсутствия сухого льда было обнаружение в полярных районах температур поверхности, которые существенно превосходят температуру конденсации (148 К) углекислого газа при среднем давлении 6,1 мбар. Отсюда следует, что углекислый газ может быть 'сконденсирован' в форме углекислотноводного клатрата СО₂ћ6Н₂О при эффективной плотности СО₂, равной 0,33 г/см³, что может происходить при температуре на 5 К выше, чем точка конденсации чистого СО₂. Если же температура выше 155 К, то это означает невозможность существования сухого льда на поверхности Марса.
    ИК измерения в интервалах 18-24 мкм и 10-13 мкм, осуществленные с борта АМС 'Викинг-2' в районе Северного полюса поздним летом (31 августа 1976 г.), выявили соответствие между структурой полей излучения в видимой и ИК областях спектра. Если яркостные температуры больших темных участков 235 К, то остальная часть остаточной полярной шапки имела температуру, близкую к 205 К, а ее альбедо составляет около 43%. Сравнительно низкое альбедо льда указывает на его загрязненность.

Северный полюс Марса. Полярная шапка из льда. На изображениях с высоким разрешением видно, что шапка состоит из последовательных слоистых отложений. Это предполагает, что в прошлом происходили циклические изменения климата на Марсе. Снимок ИСМ Викинг-1.

'ВИКИНГИ' (США)

    Следует, таким образом, считать, что остаточная полярная шапка и ее ответвления представляют собой лед с грязевыми включениями, состоящими из осевшей пыли. Высокие температуры полностью исключают возможность того, что постоянная полярная шапка является углекислотной. Возможно, однако, что существует подповерхностный сухой лед. Постоянство ледовых отложений в течение пяти лет указывает на их значительную толщину, которая может варьировать от нескольких сантиметров до 1 км (надежные данные о толщине отсутствуют).
    Анализ результатов ИК измерений с орбитальных аппаратов 'Викинг' в различные моменты времени днем позволил выполнить расчеты суточного хода температуры на различных глубинах в грунте и сделать прогноз годового хода температуры в местах посадки СА 'Викинг'. Хотя положенная в основу расчетов модель однородного грунта с плоской поверхностью не позволяет описать поле яркостной температуры вполне адекватно, расчеты дают значения температуры грунта и его поверхности, которые согласуются с данными наблюдений в пределах 5 К.
    Результаты вычислений обнаружили существенно различный тепловой режим мест посадки спускаемых аппаратов 'Викинг-1, -2'. Для места посадки СА Викинг-1 характерен слабый годовой ход температуры, тогда как на участке СА Викинг-2 имеет место резко выраженный годовой ход. Полуденная температура достигает максимума в период, близкий к осеннему равноденствию, но не в середине лета, и имеет вторичный максимум в период весеннего равноденствия. Этот полугодовой ход температуры обусловлен влиянием эксцентриситета орбиты Марса.
    Анализ стереоизображений с СА Викинг-1 и СА Викинг-2 показал, что 8,6 и 17% поверхности соответственно покрыто камнями размером 5 см и больше. Исследование изображений для оценки той части теплового излучения, которая обусловлена камнями, дал возможность оценить суточный ход температуры грунта (исключая влияние камней) на различной глубине (до 25 см).
    Температура поверхности на участках СА Викинг-1 и СА Викинг-2 варьирует в пределах 183-263 К и 183-268 К соответственно. Амплитуда суточного хода температуры убывает экспоненциально с глубиной при показателе экспоненты, равном 5 см. Температура на глубине 24 см близко соответствует средней температуре поверхности. Расчет максимальной температуры грунта под камнями на участке посадки СА Викинг-2 дал значение, равное 230 К, а минимальной - 201 К. Поскольку период функционирования СА Викинг-2 совпадал со временем наивысших температур, можно считать, что температура грунта в этом случае никогда не превышает 234 К.

По мере того как поднимается Солнце над системой каньонов Лабиринт Ночи (Noctis Labyrinthus) становятся видны облака из водяного льда укрывающие ветви каньонов. Изображение получено сочетанием фиолетового, зеленого и оранжевых фильтров. Такое сочетание фильтров позволяет гораздо лучше рассмотреть облака над красными равнинами Марса. Одна из причин того, что эти облака концентрируются только в системе каньонов и только в паре мест перелетают на окружающую местность, заключается в том, что вода, которая конденсируется вечером и ночью на склонах, рано утром при освещении этих же склонов Солнцем, испаряется. Область на изображении охватывает 10000 кв. км. Снимок ИСМ Викинг-1, орбита 40.

'ВИКИНГИ' (США)

    Построение глобальной карты отраженной солнечной радиации привело к оценке среднего ламбертова альбедо поверхности AL=0,25, изменчивость которого отчетливо коррелирует с распределением темных и светлых областей марсианской поверхности. Наблюдается усиление яркости, которое следует приписать влиянию утренних приземных туманов или изморози на поверхности. Аномально ярким (AL>=0,35) оказался район Argyre Planitia, что, по-видимому, обусловлено наличием на поверхности льда из углекислоты (здесь температура поверхности ниже точки сублимации углекислого газа). В районе четырех главных вулканов имеет место усиление градиентов яркости, которое можно объяснить влиянием склонов.

Регион Argyre Planitia. Ударный бассейн Argyre диаметром 800 км - это светлая равнина округлой формы, окруженная многочисленными горами.

'ВИКИНГИ' (США)

    Интерпретация данных измерений уходящего излучения на длине волны 15 мкм, относящихся к широте места посадки СА Викинг-2 (48њ с. ш.), выявила наличие сильной широтной изменчивости температуры в южном полушарии и значительного суточного хода с амплитудой не менее 15 К при максимуме температуры, наступающем примерно через 2,2 часа после полудня - в северных широтах. Этот суточный ход обусловлен главным образом поглощением солнечной радиации взвешенной в атмосфере пылью на высотах до 30 км. Выше 20 км вертикальный профиль температуры имеет волнообразный характер, что следует приписать влиянию тепловых приливов.

Мозаика из 102х изображения ОА Викинг-1, охватывает почти полное полушарие Марса, масштаб 1 км на пиксель. Просматриваются крупномасштабные изменения яркости, в основном это связано с углом освещения Марса. В центре изображения показана вся система каньонов Долины Маринера, достигающей 3000 км в длину и 8 км в глубину. Немного западнее простирается Лабиринт Ночи. На всей поверхности видны огромные древние речные каналы. Многие каналы впадают в бассейн Acidalia Planitia, темная область на крайнем севере Марса. На западе выделяются три вулканических щита Ascraeus Mons, Pavonis Mons и Arsia Mons. Вулканы в области Тарсис достигают в высоту 25 км. Изображение составлено из снимков ИСМ Викинг-1 от 1980 г. Начало лета на северном полушарии Марса. Атмосфера относительно чиста от пыли. Яркие полосы облаков и туманы, отчетливо видимые на данной панораме, состоят из водяного льда.

'ВИКИНГИ' (США)

    Температура вершины вулкана Arsia Mons изменяется в течение суток почти вдвое. Ярко выраженный суточный ход температуры характерен для плоскогорья района Tharsis, что свидетельствует о наличии здесь грунта, обладающего малой тепловой инерцией. Обнаружено, что тепловая инерция материала дна нескольких типичных крупных кратеров выше, чем окружающей местности.

    Газовый состав атмосферы:

    Предпринятые измерения общего содержания водяного пара в марсианской атмосфере обнаружили, что водяной пар появляется в середине лета соответствующего полушария и его содержание становится максимальным примерно через два месяца, достигая 50 мкм при характерных горизонтальных масштабах порядка 103 км (наибольшее влагосодержание атмосферы наблюдается в умеренных широтах).
    Общее содержание водяного пара оказалось максимальным в полосе 70-80њ с. ш., а его абсолютные значения выше когда-либо наблюдавшихся ранее. Широтный профиль общего содержания водяного пара на 180њ з. д. характеризуется возрастанием от нулевых значений в южном полушарии до 70-80 мкм в полосе 70-80њ с. ш. и несколько убывает (до 55 мкм) вблизи Северного полюса (точность отдельных измерений составляет 10-15%, а средних значений +4%). Аналогичные результаты дало построение меридиональных профилей для других долгот.
    Столь значительное влагосодержание атмосферы предполагает наличие у поверхности планеты таких высоких температур (>204 К), которые не допускают сохранение полярной шапки из твердой углекислоты (в этом случае температура должна быть равна 150 К). Отсюда вытекает, что доминирующим компонентом летней остаточной северной полярной шапки является лед. Грубая оценка толщины периферийной части ледового покрова полярной шапки приводит к значениям порядка 1-2 км. Толщина льда в центральной (сплошной) части полярной шапки должна быть такой же или большей.
    Поскольку содержание водяного пара в атмосфере Марса очень мало, весьма вероятно, что мощным резервуаром водяного льда является планетарный реголит.

Редкие утренние облака на Марсе. Долина Маринера. Снимок ИСМ Викинг-1, 17 августа 1976 г.

'ВИКИНГИ' (США)

    Измерения в нижних слоях атмосферы привели к давлению у поверхности планеты в точке посадки СА, равному 7,3 мбар (точка посадки на 2,9 км выше среднего уровня марсианской поверхности, которому соответствует давление 6,1 мбар) и температуре 241К при вертикальном градиенте температуры в приповерхностном слое, составляющем 3,7 К/км. Плотность воздуха, оцененная по скорости парашютирования, равна 0,0136 кг/м³ на высоте 2,7 км, что указывает на преимущественно углекислотный состав атмосферы. В слое 25-90 км температура варьирует в пределах 120-165К при наличии пиков на высотах 30 и 64 км, а выше 140 км плавно переходит в зону температур, полученную по данным масс-спектрометра.
    Анализ изотопного состава марсианской атмосферы по данным измерений при помощи масс-спектрометра для нейтральных частиц на высотах 100-200 км во время спуска СА 'Викинга-1' привел к выводу, что в атмосфере преобладает СО₂ при наличии следов N₂, Ar, О₂, СО и О. Относительное содержание изотопов кислорода и углерода оказалось примерно таким же, как в земной атмосфере.
    Отсюда вытекает, что марсианская атмосфера обогащена изотопом ¹⁵N по сравнению с земной примерно на 75%. По-видимому, это обогащение обусловлено повышенной диссипацией атомов ¹⁴N из верхней атмосферы Марса. Оценка коэффициента диффузии с учетом такого предположения дала значение 108 см²/с, согласующееся с полученными ранее результатами. Следует считать вероятным, что содержание молекулярного азота в марсианской атмосфере в геологическом прошлом было значительно более высоким, обеспечивая парциальное давление не менее 2 мбар.
    Аналогичный анализ, относящийся к изотопам кислорода, привел к выводу о необходимости существования очень мощного источника кислорода. Обогащение изотопом ¹⁸О, составляющее менее 3%, требует обмена углекислым газом или водяным паром между подповерхностным резервуаром и атмосферой, который предполагает содержание этих газовых компонентов, эквивалентное давлению не менее 2 бар.
    При помощи масс-спектрометра, установленного на СА 'Викинг-1' и предназначавшегося (в сочетании с газовым хроматографом) прежде всего для определения состава органических компонентов почвы, ученые выполнили анализ химического состава атмосферы. В течение четвертых и пятых суток после посадки сделано шесть серий измерений через интервалы времени около 6 часов. Первые четыре серии выполнены после удаления СО и СО₂ (СО₂+ как продукт этих компонентов затрудняет анализ на молекулярный азот), а остальные две серии - с непосредственными пробами воздуха. Ниже представлены осредненные по пяти сериям результаты измерений (третья серия оказалась неудачной).

    • Углекислый газ: 95%
    • Кислород: 0,1-0,4
    • Азот: 2-3
    • Аргон: 1-2
    • Отношение 36Ar/40Ar: 1:2752 +/-500

    Отсюда видно, что измеренное содержание азота согласуется с полученной ранее оценкой и данными измерений во время спуска СА. Концентрация аргона значительно превышает обнаруженную по данным АМС 'Марс-6', не согласуется с результатами измерений во время спуска. Содержание ³⁶Аr оказалось примерно в 10 раз меньшим, чем в земных условиях. Окись углерода не была обнаружена, ввиду ее малой концентрации, находящейся за пределом чувствительности масс-спектрометра. По данным для пиков масс обнаружены концентрации ¹³С и ¹⁸О, оказавшиеся близкими к земным значениям.
    Установленный на спускаемом аппарате АМС 'Викинг-1' рентгеновский флуоресцентный спектрометр, который был предназначен для элементного анализа марсианского грунта, использовался также с целью измерений содержания некоторых газовых компонентов атмосферы. Особое внимание привлекала задача определения концентрации аргона. Измерения привели к выводу, что парциальное давление аргона не превосходит 0,15 мбар (доверительный уровень составляет 95%). Если учесть, что атмосферное давление в точке посадки составляло 7,7 мбар, это приводит к относительной объемной концентрации аргона, составляющей 2%, что хорошо согласуется с данными масс-спектрометрических измерений на СА. По-видимому, аргон имеет преимущественно радиогенное происхождение, являясь продуктом распада 40К. В связи с этим важное значение имеет определение содержания калия в марсианском грунте.
    В течение августа 1976 г. при помощи масс-спектрометра, установленного на СА 'Викинг-1', продолжались измерения относительного содержания изотопов аргона, углерода, кислорода и азота, а также предприняты поиски других малых компонентов, особенно благородных газов. Производились анализы как непосредственно взятых, так и обогащенных (путем удаления СО и СО₂) проб атмосферы, что позволяло повысить относительную концентрацию малых компонентов в 8,5 раза.
    Измерения на СА 'Викинг-2' с обогащением образцов воздуха в 10 раз позволили определить содержание криптона и ксенона, выявив, что криптон присутствует в больших количествах, чем ксенон. Относительное содержание различных изотопов криптона близко соответствует земным значениям, но отношение концентрации ксенона-129 и ксенона-132 оказалось более высоким, чем в земной атмосфере.
    Можно считать, что Марс и Земля имеют, в целом, сходный состав и поэтому продукция газов осуществляется в одинаковых пропорциях, но дегазация и выветривание были на Марсе гораздо менее полными. Значительная часть летучих компонентов могла быть захвачена слоями вечной мерзлоты (Н₂О), полярными шапками (Н₂О, СО₂), химически связана в грунте (нитраты, окислы, карбонаты) или диссипировала. Если принять такую гипотезу, то из нее вытекает, что масса марсианской атмосферы в прошлом не могла превышать современную более, чем в 10 раз, т. е. давление у поверхности не превосходило 100 мбар. Существование огромных количеств 'погребенных' СО₂ и Н₂О допускает, однако, возможность циклических или эпизодических вариаций климата, которые могли обусловить появление флювиальных структур рельефа (каньоны, русла рек, овраги пр.).

    Структурные параметры:

    Измерения на участке входа СА в марсианскую атмосферу позволили получить сведения о вертикальных профилях атмосферы. Вход СА 'Викинг-2' в атмосферу Марса произошел 3 сентября 1976 г. около 15 ч 49 м по тихоокеанскому дневному времени, что соответствует местному утру. Структура марсианской атмосферы утром на высотах до 100 км, определенная по данным акселерометрических (на высотах более 25 км) и прямых (парашютный спуск) измерений во время входа СА в атмосферу, характеризуется наличием почти изотермического слоя 1,5-4 км вблизи поверхности планеты с вертикальным градиентом температуры не более 1,3 К/км на высотах, превосходящих 2,5 км. Вертикальный градиент температуры в слое 5-19 км ниже адиабатического и равен 1,8 К/км, а в вышележащей толще атмосферы наблюдается волнообразный ход температуры.
    Различие по сравнению с данными СА 'Викинг-1', согласно которым вертикальный градиент температуры составляет 3,7 К/км, обусловлено влиянием суточного хода (данные СА 'Викинг-1' относятся к послеполуденному времени). Атмосферное давление у поверхности оказалось примерно на 10% выше (7,75 мбар) зарегистрированного в тот же момент времени в точке посадки СА 'Викинг-1' (6,98 мбар). Это определяется тем фактом, что СА 'Викинг-2' совершил посадку в точке, находящейся на уровне, который на 2,7 км ниже отсчетного уровня марсианского эллипсоида (уровня 6,1 мбар поверхности) и примерно на 0,96-1,20 км ниже уровня СА 'Викинг-1'. Плотность воздуха у поверхности равна 0,0180 кг/м³.
    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 CA Bикинг 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.

    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 предположить, что за последние 4,5 млрд. лет Марс потерял значительное количество молекулярного азота в результате диссипации.

Пылевая буря в регионе Thaumasia. Эта локальная буря вскоре переросла в первую глобальную бурю, которую наблюдали ОА Викинги. Снимок ОА Викинг-2.

'ВИКИНГИ' (США)

    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.

ЧАСТЬ ?1                ЧАСТЬ ?2