Изображение высокой пространственной разрешающей способности, приведенное на рис. 13, характеризует детали морфологии поверхности Марса, покрытого камнями разнообразных размеров и форм. Обращает на себя внимание отсутствие явно выраженных следов трансформации поверхности ветром. В частности, — пыль, осевшая при посадке на опору СА, осталась неизмененной в течение двух суток после первого подобного изображения, принятого со спускаемого аппарата. Указанное стрелкой зачерненное пятно на поверхности обусловлено оседанием частиц при ударе о поверхность сброшенного со спускаемого аппарата защитного цилиндрического покрытия рычага для взятия проб грунта (это покрытие находится в данном случае вне поля зрения).
Рассеянные по поверхности куски горных пород имеют самые разнообразные формы и размеры. Построение распределения числа камней по размерам обнаружило сходство с аналогичными данными для Луны (кратер Тихо). Наблюдаются россыпи гравия, указывающие на влияние ветровой эрозии и следы воздействия на горные породы. «Хвосты» мелкозернистого материала позволяют оценить направление ветра.
Цветные изображения показывают, что типичный для поверхности Марса красноватый оттенок, напоминающий земной лимонит, имеют валуны, камни и мелкие частицы грунта. Спектрометрические измерения показали, однако, что лимонит не может быть основным компонентом марсианской пыли. Возможно, что цвет поверхности Марса определяется образованием лимонита на поверхности горных пород в результате их окисления и гидратации. Если эта гипотеза справедлива, то процесс окрашивания должен был произойти в геологическом прошлом, когда в атмосфере Марса было значительно больше кислорода и водяного пара.
Через 25 с после посадки СА «Викинг-2» на поверхность Марса в районе Utopia Planitia (47,89° с. ш., 225,86° з. д.) 3 сентября 1976 г. в 09 ч 48 мин 58 с местного марсианского времени начала функционировать панорамная камера СА. Анализ полученных изображений (за время до 5 ноября 1976 г. получено около 575 изображений) показал [84], что участок поверхности в районе посадки представляет собой плоскую каменистую красноватую пустыню, рассеченную сравнительно свободными от камней ложбинами (шириной около 1 м и глубиной 15 см), которые, по-видимому, образуют сетку в форме многоугольника.
Вероятны по крайней мере четыре процесса, которые могут быть ответственны за образование ложбин: растрескивание лавы в результате сжатия при ее охлаждении; тепловое расширение и сжатие мерзлого грунта, которое, по-видимому, сопровождается таянием; растрескивание при высыхании насыщенных водой глинистых минералов; флювиальные процессы (последнее, однако, мало вероятно).
Горизонт является исключительно плоским, не выявляя какого-либо крупного рельефа. К востоку от СА видно плато, совпадающее с направлением «языка» продуктов выброса из кратера вулкана Mie. Камни в месте посадки «Викинга-2» являются, как правило, более пористыми, чем на участке «Викинга-1». Хотя пористость камней естественнее всего истолковать как результат их вулканического происхождения, могут быть предложены и другие объяснения (например, влияние ветровой эрозии).
По сравнению с камнями близ «Викинга-1», характеризуемыми разнообразием альбедо, формы и текстуры, камни на месте посадки «Викинга-2» имеют близкие значения альбедо и сходную пористую текстуру. Выходов коренных пород не обнаружено. Мелкие частицы грунта на обоих участках посадки имеют очень небольшие размеры (≤ 100 мкм) и, по-видимому, образуют поверхностную корку.
Анализ панорамных изображений указывает на сравнимую яркость марсианского неба и поверхности. Отношение r наблюдаемой яркости неба на угловом расстоянии от Солнца 90° и угловой высоте 15° к вычисленной яркости диффузно отражающей марсианской поверхности (с учетом расстояния от Марса до Солнца) при нормальном падении солнечных лучей дает r ≈ 0,2 для панорамы, полученной вскоре после посадки СА (эффективная длина волны составляет в данном случае 0,73 мкм). В случае релеевского рассеяния расчет дает яркость неба, которая эквивалентна лишь 0,003 наблюдаемого r.
Таким образом, наблюдаемая яркость неба полностью определяется влиянием пылевого аэрозоля. Приближенный расчет приводит к оптической толщине атмосферы, равной 0,2, что эквивалентно типичным континентальным условиям на Земле. Колор-индекс С, равный отношению r для красных и голубых лучей, составляет около 1,9÷2,5 и свидетельствует о значительно более сильном рассеянии красного света, что и определяет оттенки цвета неба от оранжевых до розовых. Наиболее вероятными компонентами аэрозоля являются поднятые ветром частицы грунта и кристаллы льда, образующиеся при сублимации водяного пара в атмосфере. Существование ледяных кристаллов в атмосфере Марса было обнаружено Н. А. Козыревым [6] еще в 1954 г. С учетом вклада отражения поверхностью ледяные частицы обусловливают С≈1,1. Поэтому с точки зрения цвета неба более вероятно, что аэрозоль состоит из частиц грунта с нижним пределом размеров около 0,1 мкм, которые должны сильно поглощать в голубых лучах и рассеивать — в красных. Подобный аэрозоль следует рассматривать как глобальный фоновый, ввиду его большой устойчивости от дня к дню и отсутствию пыльных бурь в период наблюдений.
В случае «Викинга-2» яркость неба также сравнима с яркостью поверхности планеты и почти полностью определяется вкладом аэрозольного рассеяния [84]. Оптическая толщина атмосферы оказалась, однако, меньшей, составляя около 0,25 на длине волны 0,67 мкм, чем это было в случае «Викинга-1» (0,35). После оседания облака пыли, поднятого при посадке СА, не наблюдалось каких-либо изменений ландшафта, кроме тех, которые были связаны с взятием проб грунта. Это согласуется с данными о слабости ветра.
Предпринятый в работах [54а, 110] анализ поля изофот, построенных по данным АМС «Маринер-9» для фазового угла около 60°, выявил, что поле излучения Марса не может быть описано на основе использования функции Миннарта, а также предположений изотропного или релеевского рассеяния. Наблюдаемое поле изофот согласуется с расчетным лишь в случае сильно вытянутых вперед индикатрис рассеяния, вычисленных по формулам Ми и модели полубесконечного пылевого облака, характеризуемого значительной изменчивостью оптических свойств и микроструктуры частиц. Подобной модели соответствуют умеренно поглощающие частицы минералов, размеры которых не должны значительно превышать 1 мкм. Достаточно хорошее согласие с наблюдениями получается и в случае модели пылевого облака конечной оптической толщины, ограниченного снизу ламбертовой отражающей поверхностью.
Произведенная в работах [93, 94] обработка ультрафиолетовых спектров Марса, зарегистрированных с АМС «Маринер-9» в период пыльной бури 1971 г., с целью определения произведения яркости рассеянного света (индикатрисы рассеяния) на альбедо однократного рассеяния показала, что показатель поглощения пылевых частиц (определенный путем исключения влияния индикатрисы рассеяния на основе использования расчетных данных) возрастает с уменьшением длины волны в диапазоне 350–210 нм, но резко уменьшается в области более коротких волн. Структура спектра характеризуется наличием «плеча» на участке длин волн 240–250 нм.
Поскольку отмеченные особенности спектра поглощения пыли хорошо соответствуют структуре спектра двуокиси титана (анатаз), авторы [93] предполагают, что этот минерал входит в состав пыли и, следовательно, марсианского грунта. Отсутствие селективности в спектре анатаза для интервала 500–400 нм согласуется с данными наблюдений Марса в видимой и инфракрасной областях спектра. Высокий показатель преломления двуокиси титана может объяснить сильное лучепреломление марсианской пыли. По-видимому, доля содержания частиц из анатаза составляет несколько процентов.
Присутствие большого количества поглощающих пылевых частиц означает их сильное влияние на тепловой режим атмосферы, в результате чего вертикальный градиент температуры в верхней тропосфере может быть меньше адиабатического, а развитие конвекции днем ограничивается более тонким слоем атмосферы, чем при отсутствии пыли. В значительной толще атмосферы может существенно проявляться суточный ход температуры, порождающий соответствующие изменения давления и ветра.
Обнаружение яркого неба побуждает сделать вывод о необходимости пересмотра полученных ранее с Земли, во время пролета или с орбитальных АМС, данных о фотометрических характеристиках поверхности Марса. На это указывает и тот факт, что, если по данным съемки с орбитального отсека альбедо окрестности места посадки выше среднего, то данные СА приводят к противоположному выводу. Предварительный анализ изображений поверхности со спускаемого аппарата за первые десять суток не выявил каких-либо изменений, обусловленных ветром, что следует объяснить сравнительной слабостью ветра. Не обнаружено также и каких-либо следов жизни.
