Чтение онлайн

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 120–165 К 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).

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.

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 [18]. 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.

В табл. 8 представлены результаты измерений изотопных отношений в сопоставлении с данными для земной атмосферы, свидетельствующие о более высокой концентрации 15N в марсианской атмосфере по сравнению с земной (эти результаты могут быть, однако, недостаточно точны, ввиду возможного влияния десорбции 13СО в приборе). Недостаточно надежны и данные по аргону, которые следует рассматривать лишь как обнаружившие изотопное отношение, близкое к земному. Попытка обнаружения метана, неона, криптона и ксенона не дала положительного результата.

Измерения на СА «Викинг-2» с обогащением образцов воздуха в 10 раз позволили определить содержание криптона и ксенона, выявив, что криптон присутствует в б'oльших количествах, чем ксенон [92]. Относительное содержание различных изотопов криптона близко соответствует земным значениям, но отношение концентрации ксенона-129 и ксенона-132 оказалось более высоким, чем в земной атмосфере.

Полученные результаты позволяют считать мало вероятным, что Марс мог иметь в прошлом массивную первоначальную атмосферу, которая была затем постепенно «сдута» солнечным ветром, так как в противном случае отношение концентраций 36Аr и криптона должно быть гораздо меньшим, чем в земной атмосфере, поскольку «сдувание» аргона более эффективно, чем криптона. Обнаруженная в атмосфере Марса низкая концентрация аргона свидетельствует об одной из следующих возможностей: 1) на Марсе в период его формирования имело место пониженное содержание летучих компонентов (это, однако, мало вероятно, ввиду близости планеты к Солнцу); 2) значительная часть первоначальной атмосферы планеты подвергалась «сдуванию» солнечным ветром, в процессе которого происходило изменение состава атмосферы; 3) на Марсе не было такой интенсивной дегазации твердой оболочки планеты, как на Земле. Последняя возможность является наиболее вероятной.