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.
В течение первых 30 витков на орбите вокруг Марса при помощи двух телевизионных камер, установленных на АМС «Викинг-1», получено около 1000 изображений поверхности планеты, которые имеют разрешение от 100 м до немногим более 1 км [25]. Поскольку основной задачей, решавшейся в течение рассматриваемого периода, был выбор места посадки СА, а в качестве возможных мест посадки изучались участки в районе Chryse Planitia, Cydonia и вблизи Capri Chasma, большая часть изображений относится к упомянутым районам. Использование шести светофильтров позволило получить изображения в шести участках спектра и поэтому располагать возможностью составления цветных изображений.
Наличие перекрывающихся изображений высокой разрешающей способности дало возможность детально проанализировать особенности рельефа поверхности в рассматриваемых районах и, в частности, выявить существование флювиальных и эоловых форм рельефа [25]. Так, например, в бассейне Chryse Planitia над содержащими небольшие кратеры равнинами, которые представляют собой, по-видимому, потоки лавы базальтового состава, возвышаются плато со струеобразными структурами (рис. 4).
Значительная эродированность материала плато и формы рельефа позволяют предположить флювиальное происхождение наблюдаемых структур рельефа. В пользу такой гипотезы говорит и регулярная террасированность многих плато, что могло быть связано с прогрессировавшим понижением флювиальных уровней.
Анализ форм рельефа в районе Cydonia указывает на очень сложную историю его формирования под влиянием вулканических, тектонических, эоловых и, возможно, перигляционных процессов. Все это привело к большому разнообразию форм рельефа.
Интересный пример рельефа флювиального происхождения представлен на рис. 5, где изображен крупнейший канал района Chryse.
Следы на дне канала указывают, по-видимому, направление потока воды. Под влиянием водной и ветровой эрозии формы рельефа островов оказались изрезанными и расслоенными. Можно различить семислойную структуру.
Изучение изображений, относящихся к району близ Capri Chasma — ветви системы экваториального каньона, выявляет наличие относительно гладких равнинных участков, расположенных между многочисленными кратерами с плоским дном (рис. 6). Наиболее впечатляющим является вид самого каньона, на стенах которого заметны ясные следы оползней. Стены каньона высотой до 2 км обнаруживают присутствие нескольких стратиграфических единиц, претерпевших процессы дифференциальной эрозии. Для верхних слоев характерно присутствие крупных блоков породы, тогда как нижние слои имеют вид «текучего» материала со слабым сцеплением частиц. Большая часть дна каньона лишена каких-либо характерных структурных особенностей, что свидетельствует о его относительно молодом возрасте. Присутствие ярких полос и полей дюн указывает на активное влияние эоловых процессов. По-видимому, постепенное разрушение стен каньона и влияние ветровой эрозии обусловили расширение каньона.
Ярким примером эолового рельефа являются изображенные на рис. 7 гигантские песчаные дюны, расположенные в нескольких градусах широты к югу от экватора. Отдельные дюны имеют поперечник до 500 м. По-видимому, они сформированы ветром, дующим с запада (нижний левый угол). На востоке (правый верхний угол) дюны вплотную подступают к стенам каньона. Вероятно, стены образовались главным образом в результате оползней, размельченные продукты которых удаляются ветром, что приводит к постепенному расширению каньона.
Анализ изображения северной части рассматриваемого района подтверждает вывод, сделанный по данным «Маринера-9» о том, что существует тесная связь между флювиальными чертами и хаотической структурой рельефа (рис. 8). Это вытекает, в частности, из того, что участку хаотического рельефа с поперечником около 50 км (в правой части рис. 8) предшествуют серии флювиальных структур рельефа, протянувшихся на расстоянии примерно 400 км.
Изображения кратеров выявляют существование на Марсе свежих кратеров (чего не было замечено раньше), структура которых отлична от структуры кратеров Луны или Меркурия (ранее предполагалось подобие кратеров Марса и Меркурия, определяемое близкими значениями ускорения силы тяжести) [27]. Свежие кратеры окружены крутыми откосами и гребнями, за пределами которых в некоторых случаях располагаются лучеобразные структуры рельефа и скопления вторичных кратеров (существование значительного количества малых кратеров свидетельствует о медленных процессах эрозии на Марсе).
Лучеобразные структуры являются индикатором распространения продуктов извержения (рис. 9). Наблюдаются четыре типа изменяющихся структур рельефа: 1) яркие полосы, связанные с кратерами; 2) яркие полосы, приуроченные к небольшим холмам; 3) темные полосы, связанные с кратерами; 4) поля песчаных дюн.
Сопоставление с перекрывающимися изображениями с «Маринера-9» (1972) выявило значительно большее количество деталей рельефа, но обнаружило лишь очень слабые изменения структур рельефа за пятилетний срок. Так, например, в некоторых местах появились новые яркие полосы или увеличился размер темных полос. Отмечается совпадение направлений темных струй и ветрового потока. По-видимому, яркие полосы являются более устойчивыми, чем темные, и не подвержены влиянию слабых ветров.
Большой интерес представляет изображение тающей северной полярной шапки (рис. 10) по данным АМС «Викинг-2», полученным за несколько дней до посадки СА. В середине лета в северном полушарии Марса полярная шапка сократилась в результате таяния до минимальных размеров. Яркие белые полосы на рис. 10, становящиеся более слитными по направлению к северу (верхняя часть рисунка), представляют собой, по-видимому, как лед из твердой углекислоты, так и водный лед.
Свободные от льда темные полосы располагаются в форме спиралей, сходящихся к центру полярной шапки. Возможно, что отсутствие здесь льда обусловлено влиянием ветров, дующих от центра полярной шапки. Южная граница полярной шапки располагается около 82° с. ш., а Северный полюс находится у заметного в правой верхней части фотографии края диска планеты.
30 сентября 1976 г. АМС «Викинг-2» (В-2) перешла на орбиту с углом наклона 75°, что позволило получать изображения всего северного полярного района Марса при благоприятных условиях солнечного освещения. Осуществленный в работе [32] 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 В-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.
Многолетняя полярная шапка, которая, согласно данным инфракрасных измерений с В-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.
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).
