Кирилл Кондратьев - «Викинги» на Марсе
Поскольку содержание водяного пара в атмосфере Марса очень мало, весьма вероятно, что мощным резервуаром водяного льда является планетарный реголит. Важной целью дальнейших исследований должно стать выяснение вопроса о том, является ли этот полярный резервуар в настоящее время суммарным источником или стоком атмосферного водяного пара на протяжении промежутков времени больше марсианского года.
В работе [86] рассмотрены результаты измерений состава и структурных параметров марсианской атмосферы, осуществленных при входе СА «Викинг-1» в атмосферу планеты 20 июля 1976 г. Состав атмосферы на высотах более 100 км измерялся при помощи масс-спектрометра для нейтральных газовых компонентов в диапазоне масс 1—50. Для измерений параметров ионосферы служил анализатор с замедляющим потенциалом (АЗП), позволяющий измерять температуру, состав и концентрацию ионов, а также энергетический спектр электронов (главной целью было в данном случае изучение взаимодействия солнечного ветра с верхней атмосферой). Датчики давления, температуры и ускорения предназначались для измерений на высотах ниже 100 км. Эта аппаратура вместе с гироскопом и радарным альтиметром орбитального отсека дала возможность получить вертикальные профили плотности, давления, температуры и ветра в широком диапазоне высот.
Анализ данных масс-спектрометра для высоты 135 км выявляет наличие отчетливых пиков при массах 40 и 20, свидетельствующих о наличии аргона. Оценка его отношения смеси (относительно СО2) дала значение около 0,015 по объему, которое сильно расходится с данными АМС «Марс-6», приведшими к отношению смеси 0,35±0,10 [5, 12]. По-видимому, отношение смеси 40Ar в нижних слоях марсианской атмосферы не может быть столь высоким и не превышает 0,01—0,02.
Хотя следует, естественно, отдать предпочтение данным прямых измерений, необходимо упомянуть, что, как показал В. И. Мороз [81] на основе анализа имеющихся данных спектроскопических и радиорефракционных измерений, результаты прямых измерений на СА «Марс-6» не противоречат этим данным. В работе [81] рассмотрены три типа косвенных измерений: 1) эквивалентной ширины слабых (ненасыщенных) линий углекислого газа, 2) эквивалентной ширины насыщенных линий, 3) радиорефракционные наблюдения. Во всех этих случаях присутствие в атмосфере Марса 25—30% аргона не оказывает существенного влияния на оценки значения атмосферного давления у поверхности. По-видимому, нижний предел возможного содержания аргона является наиболее вероятным.
Если исходить из радиорефракционных данных, наличие 25% аргона вызывает возрастание давления у поверхности на 0,5 мбар. Присутствие значительного количества аргона в марсианской атмосфере является одним из аргументов в пользу гипотезы о возможности существенно иного климата в геологическом прошлом Марса при атмосферном давлении 0,1 — 1 атм, более высокой температуре и наличии водных бассейнов.
Полученный по данным СА «Викинг-1» пик при массе 28 отображает вклад СО2+, образующегося в результате ионизации СО2 и СО, в дополнение к N2+ который является продуктом ионизации N2. Отношение смеси молекулярного азота (относительно СО2) составляет около 0,06. Предварительная экстраполяция этих данных на более низкие высоты приводит к отношениям смеси порядка 0,02—0,03. На больших высотах отношение смеси молекулярного азота возрастает, вследствие влияния диффузионного разделения.
Оценка отношения смеси О2 по пику массы 32 дает значение около 0,003 на высоте 135 км. Пик при массе 16 указывает на присутствие измеримых количеств атомарного кислорода. Соотношения концентраций изотопов 18О/16О и 13С/12С близки к их земным значениям. Анализ вертикальных профилей концентрации СО2, Аr, N2 и О2 в слое 140—190 км приводит к оценке средней температуры 180±20 К. Заметное проявление диффузионного разделения газов на высотах более 140 км свидетельствует о том, что существенное влияние перемешивания в атмосфере ограничивается этим уровнем.
Данные АЗП для высоты 130 км указывают на то, что главным компонентом марсианской ионосферы является О2+ (этот важный результат является новым), а концентрация СО2+ оказывается примерно в 9 раз меньшей. Ионная температура составляет около 160 К, что согласуется с результатами масс-спектрометрических измерений. Полученные данные свидетельствуют о ведущем значении для ионосферы реакции: СО2++O → + О2+.
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.
Осуществленный в работах [86—88] предварительный 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. В работе [87] обсуждены результаты последующего определения отношений концентрации изотопов 180/160, 13С/12С и 15N/14N на основе анализа шести масс-спектров, относящихся к диапазону высот 111 —157 км.
Рассматриваемый анализ привел к значениям 180/160 = 0,0020 + 0,0001 или 0,0021 + 0,0002. Так как для земной атмосферы соответствующее среднее значение составляет 0,00204, то марсианская атмосфера не может быть в сколько-нибудь существенной степени обогащена 18О по сравнению с земной атмосферой (вероятнее всего, что подобное обогащение не превосходит 3%). Аналогичная ситуация имеет место в отношении 13С. Однако отношение концентраций 15N/14N = 0,0064 ± 0,001 тогда как в условиях земной атмосферы это отношение равно 0,00368.
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, Оуэн и Биманн [90] 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. В табл. 7 представлены осредненные по пяти сериям результаты измерений (третья серия оказалась неудачной).
Таблица 7 Предварительные данные о составе атмосферыу поверхности Марса
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 при 44, 45 и 46 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 [28]. 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.
