і). Недостатньо надійні і дані по аргону, які слідрозглядати лише як виявили ізотопне відношення, близьке до земного.Спроба виявлення метану, неону, криптону і ксенону не дала позитивногорезультату.
Вимірювання на СА«³кінг-2В» із збагаченням зразків повітря в 10 разів дозволили визначитизміст криптону і ксенону, виявивши, що криптон присутня в бГільшихкількостях, ніж ксенон. Відносний вміст різних ізотопів криптонублизько відповідає земним значенням, але відношення концентрації ксенону-129 іксенону-132 виявилося більш високим, ніж в земній атмосфері.
Отримані результатидозволяють вважати мало ймовірним, що Марс міг мати в минулому масивнупервісну атмосферу, яка була потім поступово В«здутиВ» сонячнимвітром, так як в противному випадку відношення концентрацій 36 Аr ікриптону повинно бути набагато меншим, ніж у земній атмосфері, оскількиВ«ЗдуванняВ» аргону більш ефективно, ніж криптону. Виявлена ​​в атмосферіМарса низька концентрація аргону свідчить про одну з наступнихможливостей: 1) на Марсі в період його формування мало місце зниженийвміст летких компонентів (це, однак, мало ймовірно, з огляду на близькістьпланети до Сонця); 2) значна частина первісної атмосфери планетипіддавалася В«здуваннюВ» сонячним вітром, в процесі якого відбувавсязміна складу атмосфери; 3) на Марсі не було такої інтенсивної дегазаціїтвердої оболонки планети, як на Землі. Остання можливість є найбільшвірогідною.
Важливе значення маєфакт переважання криптону над ксеноном в марсіанській атмосфері (аналогічнаситуація спостерігається в земній атмосфері), тоді як зворотне справедливо дляскладу протопланетной газової компоненти звичайних або карбонатних хондритів. Взв'язку з цим можна припустити, що на Марсі відбувався подібний земномупроцес переважної адсорбції ксенону, що виділився при дегазації осадовимипородами. Можливо, що подібний процес мав місце на Марсі в періодифлювіального ерозії. Альтернативне (або додаткове) припущення полягає вте, що ксенон був поглинений реголітом.
Низька концентраціяаргону свідчить про необхідність внести поправки в оцінки концентраціїінших летких компонентів, засновані на припущенні про високий вмістаргону. Однак мале порівняно із земним відношення концентрації ізотопіваргону вказує, очевидно, на велику складність процесів дегазації наМарсі, ніж це передбачається за аналогією з Землею.
Можна вважати, що Марс іЗемля мають, в цілому, подібний склад і тому продукція газів здійснюється воднакових пропорціях, але дегазація і вивітрювання були на Марсі набагато меншеповними. Значна частина летких компонентів могла бути захоплена шарамивічної мерзлоти (Н 2 О), полярними шапками (Н 2 О, СО 2 ),хімічно пов'язана в грунті (нітрати, оксиди, карбонати) або діссіпіровалі. Якщоприйняти таку гіпотезу, то з неї випливає, що маса марсіанської атмосфери вМинулого не могла перевищувати сучасну більш, ніж в 10 разів, тобто тиск уповерхні не перевершувало 100 мбар. Існування величезних кількостейВ«ПохованихВ» СО 2 і Н 2 Про допускає, однак, можливістьциклічних або епізодичних варіацій клімату, які могли обумовитипоява флювіальних структур рельєфу. [1, 14-17]
Структурні параметри
Вимірювання на ділянцівходу СА в марсіанську атмосферу дозволили отримати відомості про вертикальнихпрофілях структурних параметрів. Вхід СА «³кінг-2В» (САВ-2) в атмосферу Марсастався 3 вересня 1976 близько 15 год 49 м по тихоокеанському денному часу, що відповідає місцевим ранку. Структура марсіанської атмосфери вранці нависотах до 100 км, визначена за даними акселерометріческіх (на висотах більше25 км) і прямих (парашутний спуск) вимірювань під час входу СА в атмосферу,характеризується наявністю майже ізотермічного шару 1,5-4 км поблизу поверхніпланети з вертикальним градієнтом температури не більше 1,3 К/км на висотах,переважаючих 2,5 км. Вертикальний градієнт температури в шарі 5-19 км нижчеадіабатичного і дорівнює 1,8 К/км, а в вищерозміщених товщі атмосфери спостерігаєтьсяхвилеподібний перебіг температури.
Різниця в порівнянні зданими САВ-1, згідно з якими вертикальний градієнт температури становить3,7 К/км, обумовлено впливом добового ходу (дані САВ-1 відносяться допослєполудєнному часу). Атмосферний тиск біля поверхні виявилосяприблизно на 10% вище (7,75 мбар) зареєстрованого в той же момент часу вточці посадки СА «³кінг-1В» (6,98 мбар). Це визначається тим фактом, що САВ-2здійснив посадку в точці, що знаходиться на рівні, який на 2,7 км нижче відлікового рівня марсіанського еліпсоїда (рівня 6,1 мбар поверхні) і приблизно на0,96-1,20 км нижче рівня САВ-1. Щільність повітря біля поверхні дорівнює 0,0180кг/м 3 . Отриманий вертикальний профіль температури на висотах до 100 км узгоджується (принаймні, якісно) з даними, знайденими раніше на основі використаннямоделі теплових припливів.
Для зміни температуриз висотою характерний хвилеподібний характер при амплітуді хвилі, зростаючоїприблизно до 25 К на висоті 90 км. Вертикальні довжини хвиль (відстані міжекстремумами) варіюють у межах 17-23 км (теоретичні розрахунки приводять дозначенням, рівним 22-24 км). Мабуть, подібні хвилі є наслідкомшаруватої структури вертикальних осциляції і пов'язані з нагріванням і охолодженням,зумовленими стисненням та розширенням (необхідний коефіцієнт стиснення на висотахменше 80 км повинен варіювати в межах 0,80-1,26). Останні визначаютьсявпливом добового ходу температури поверхні планети.
Як це необхідно дляпоширення гравітаційних хвиль, атмосфера стійка до конвекції, завинятком, можливо, деяких ділянок планети. В обох точках посадки САтемпература атмосфери скрізь істотно вище рівня конденсації вуглекислогогазу, що виключає можливість формування димки з сухого льоду влітку впівнічній півкулі принаймні до 50 В° с. ш. Слід, таким чином,вважати, що спостережуваний на цих широтах приповерхній туман складається зконденсату водяної пари.
За данимимас-спектрометричних вимірювань щільності вуглекислого газу під час зниженняСА «³кінг-1, -2В» (САВ-1 і САВ-2) розраховані вертикальні профілі температурина висотах 120-200 км. Розрахунки зроблені на основі барометричної формули ззастосуванням ітераційної схеми, що передбачає пошарове визначеннятемператури, починаючи з рівня верхньої межі, де атмосфера спочаткупередбачається ізотермічної в межах інтервалу висот, охоплюваного першимидвома точками вимірювань. Вертикальні профілі температури відновлені незалежнопо іонним пікам, відповідним масовим числам 44, 22 і 12, що дозволяєоцінити точність визначення температури.
В обох випадках (САВ-1 іСАВ-2) вертикальні профілі температури мають хвилеподібну структуру нависотах більше 30 км (для порівняння використані дані, що відносяться до висот0-100 км), причому амплітуда хвилі зростає з висотою в шарі 50-120 км. Вдекількох інтервалах висот вертикальний градієнт температури близький доадіабатичному. У разі даних САВ-1 хвильова структура профілю температуриможе бути обумовлена ​​впливом добового припливу. Амплітуда хвилі менше врайоні зниження САВ-2, що, ймовірно, пов'язано з більш високою широтою цього району.
Отримані значеннятемператури термосфери Марса значно нижче (<200 К), ніж знайдені ранішеза даними вимірювань УФ свічення атмосфери з АМС В«Марінер-6, -7, -9В». Це можнапояснити як впливом відстані до Сонця (вимірювання на CAB зроблені в період,коли Марс був близький до апогею при відстані близько 1,64 а. е., тоді як АМСВ«МарінерВ» функціонували при положенні планети, близькому до перигелії при відстаніблизько 1,43 а. е.), так і відмінностями потоку енергії, що переноситься приливами знижньої атмосфери в верхню.
Дані САВ-2 виявляютьнесподіване зростання температури вище 170 км, достовірність якого потребує ретельної перевірки. Порівняння обчислених за барометричної формулоювертикальних профілів концентрації аргону та азоту з виміряними дозволилооцінити коефіцієнт турбулентного перемішування на різних висотах,в...
