Исследование Марса

 Mars Pathfinder: эксперимент по исследованию атмосферы и метеорологии ,J. T. Schofield,1 J. R. Barnes,2D.Crisp,1 R. M. Haberle,3 S. Larsen,4 J. A.
Magalhaes,5 J. R. Murphy,5 A. Seiff,5 G.Wilson6
Опубликовано: Science

 


05.12.1997  В ходе эксперимента по исследованию структуры атмосферы и

метеорологии (ASI/MET) были измерены вертикальные профили плотности,
давления и температуры марсианской атмосферы от поверхности до высоты 160
км, в течении 83 солов шел мониторинг метеорологии и климата у поверхности.
Структура атмосферы и метеоданные похожи на наблюдавшиеся посадочным модулем
Викинга-1 21 год назад на такой же широте, высоте и в такое же время года,
но имелись различия, связанные с суточными эффектами и свойствами
поверхности в месте посадки. Среди них: холодная ночная верхняя атмосфера;
повышенные на 10-12 К температуры у поверхности; слабые ветра; пылевые
дьяволы, идентифицированные по характерным вариациям давления, температуры и
скорости ветра. Эти результаты согласуются с теплой, умеренно пыльной
атмосферой, наблюдавшейся Викингом 1.

 


1 Jet Propulsion Laboratory, California
Institute of Technology, 4800 Oak Grove Drive, Pasadena, CA
91109, USA.
2 College of Oceanic and Atmospheric Sciences,
Oregon State University, Corvallis, OR 97331, USA.
3 Ames
Research Center, Moffett Field, CA 94035-1000, USA.
4 Wind
Energy and Atmospheric Physics, Risoe National Laboratory, AMV-125, Post
Office Box 49, Roskilde, Denmark DK-4000.
5 San Jose State
University Foundation, San Jose, CA, and Ames Research Center, Moffett Field,
CA 94035-1000, USA.
6 Arizona State University, Tempe, AZ, and
Ames Research Center, Moffett Field, CA 94035-1000, USA.

 

Эксперимент ASI/MET состоит из набора датчиков,
предназначенных для измерения вертикальной структуры атмосферы во время входа,
спуска и посадки и для изучения марсианской метеорологии и климата на
поверхности на протяжении всей миссии Патфайндера [1,2]. Подобные измерения
вертикального профиля атмосферы проводились лишь дважды — спускаемыми
аппаратами Викингов [3] — и оба раза в дневное время. ASI/MET добавил к этому
третий профиль, причем полученный ночью, что дало информацию о ежесуточных
вариациях вертикальной структуры атмосферы, особенно ее верхней части, которая
недоступна имеющимся дистанционным методам. В течении нескольких марсианских
лет Викинги собирали на поверхности информацию об атмосферном давлении,
температуре и скорости ветра. Не так давно проводились наземные наблюдения
всего диска планеты в микроволновом дипазоне. Эти данные указывали на
эпизодическое охлаждение нижнего слоя марсианской атмосферы на ~20 К по
сравнению с данными Викингов [4]. Спустя 21 год результаты ASI/MET могут
определить, изменились ли за это время марсианская метеорология и климат.
Повышенные чувствительность и временное разрешение измерений [2] позволили
обнаружить явления, не замеченные Викингом, а температурные измерения на трех
разных уровнях над землей дали более подробную информацию об обмене теплом и
импульсом между атмосферой и поверхностью.

Эксперимент ASI/MET включает в себя акселерометр и инструмент
MET [2]. Акселерометр содержит научные и технические датчики ускорений, каждый
из которых меряет ускорение по трем ортогональным осям. По каждой из осей
максимальная чувствительность равна 20 мкм/с2(2 х
10-6земного ускорения свободного падения, g), а ускорения,
ожидаемые во время спуска и посадки, охватываются диапазонами 16 мg, 800 мg,
40 g. Инструмент MET состоит из датчиков давления, температуры и скорости
ветра. Давление меряется через 1-метровую трубу, которая выставляется в
атмосферу во время спуска на парашюте [1,2]. Измерения давления имеют
максимальную чувствительность 0.25 микробар, что более чем в 100 раз лучше,
чем у Викингов [5]. Все датчики температуры и скорости ветра смонтированы на
мачте высотой 1.1 м, которая раздвигается при раскрытии одного из лепестков
посадочного модуля. Температура атмосферы меряется четырьмя термопарами: одна
предназначена для измерений во время спуска под парашютом, три другие — для
измерений в приповерхностном слое и расположены на высотах 25, 50, 100 см над
основанием мачты. Все термопары имеют временную постоянную в 1-2 с и
чувствительность 0.01 К. Скорость ветра меряется 6-сегментным проволочным
датчиком на верхушке мачты в 1.1 метре над основанием. Проволочки нагреваются
током, в зависимости от скорости ветра меняется теплопередача в атмосферу, и
по токам в каждом из сегментов восстанавливают скорость ветра и его
направление.

Акселерометр и MET записывали данные непрерывно во время
спуска, примерно до 1 минуты после удара около 03.00 местного солнечного
времени (LST). Регулярные измерения давления, температуры и ветра MET’ом
начались примерно через 4 часа после посадки в 07.00 LST, а мачта была
развернута около 13.30 LST.

Научный акселерометр “почувствовал” верхнюю атмосферу на
высоте 160 км, когда капсула имела скорость 7.4 км/с относительно атмосферы и
летела под углом атаки в 14.8° к горизонту. Полторы минуты спустя на высоте 33
км капсула испытала пик перегрузок (15.9 g).Через 3 минуты (9 км) раскрылся
парашют и на 3.4 минуте отстрелился теплозащитный экран, позволив датчикам
давления безпрепятственно начать измерения. Измерения прекратились на 5.1
минуте на высоте 0.3 км, когда начался наддув воздушных мешков. На 5.2 минуте
(100 м) сработали тормозные ракетные двигатели, на чем и закончился этап
непосредственного измерения аэродинамических ускорений. Первый удар о
поверхность произошел через 5.3 минут после входа в атмосферу. В течении
первой минуты после удара зонд еще 15 раз подпрыгнул, и, как свидетельствуют
данные с датчика давления, скатился вниз по склону на 10 м. Зонд остановился
через минуту после этого в точке на расстоянии 3389.7 км от центра масс Марса
[6]. Измерения ускорения на поверхности дало величину 3.716 м/с2,
что согласуется со значением 3.717 м/с2, вычисленным для
местоположения и высоты зонда, и заодно подтверждает калибровку
акселерометра.

Так как технические акселерометры использовались только для
управления раскрытием парашюта и работали в наименее чуствительном диапазоне
40 g, профили атмосферы были получены исходя из данных одних лишь научных
акселерометров, которые опрашивались с частотой 32 Гц все время спуска. Данные
MET’a по давлению и температуре собирались с частотой 2 Гц во время спуска под
парашютом и посадки. Однако ограничения в конструкции аппарата не позвоволили
выдвинуть датчик температуры в набегающий поток, так что прямые измерения
температуры атмосферы были невозможны [2,8].

За время 30-дневной основной миссии был проведен 51 сеанс
измерений MET’a, во время которых наблюдались ежесуточный атмосферный цикл и
синоптические (от дня к дню) вариации. Во время 3-минутного сеанса атмосферные
датчики опрашивались каждые 4 секунды. Кроме этого были 15-минутные и часовые
сеансы, в течении которых с частотой 1 с измерялась температура поверхностного
пограничного слоя. Последние сеансы проводились насколько позволял объем
данных, с замерами в течении всего времени суток и с максимальной возможной
скоростью. Наконец, на 25 сол был проведен круглосуточный сеанс с замерами
каждые 4 секунды. Непрерывные сеансы наблюдений прерывались перезагрузками
компьютера зонда. Одна из перезагрузок была связана с ошибками в программе для
MET’a, и с 12 по 17 сол, пока ошибки не исправили, измерения проводились
только ночью.

Вход в атмосферу, спуск и посадка.
Профили
плотности, давления и температуры атмосферы были получены из измерений
ускорения капсулы во время входа, спуска и посадки. На Фиг.1 и Фиг.2 показано
сравнение с результатами Викинга 1. В обоих случаях условия освещения солнцем
марсианской атмосферы не сильно различались. Солнечная долгота (Ls)
в случае Викинга 1 (98°) и Патфайндера (142°) соответствует разнице между
серединой и концом лета, правда в случае Патфайндера Марс находился на меньшем
расстоянии от солнца. В обоих случаях солнечная активность была возле своего
минимума, в нижней атмосфере содержалось сравнимое количество пыли [9], обе
точки посадки находились на схожих широтах и долготах. Однако разное время
суток (03.00 LST у Патфайндера против 16.15 LST у Викинга 1) и разница в 21
год предполагают, что для понимания различия обоих профилей важно учитывать
суточные и вековые эффекты.

Фиг.1. Профиль
плотности атмосферы по данным ASI/MET. Сплошные линии получены по
результатам измерения ускорения капсулы, неопределенность измерений в
пределах ±2s Погрешность в аэродинамических
коэффициентах не учитывается , так как не ожидается, что она сможет
существенно изменить диапазон ошибок. Дальнейшая работа с данными
акселерометра и барометра позволила нам продлить профиль до поверхности,
где расчетная плотность составляет 1.76 × 10-2
кг/м3 (овал на оси Х). Для сравнения приведены результаты
аналогичного эксперимента (ASI) и данные масс-спектрометра верхней
атмосферы (UAMS) на Викинге 1 [2,3].

Фиг.2. Профиль
температуры атмосферы, полученный из профиля плотности (сплошные линии).
Для получения давления было проинтегрировано уравнение гидростатики, а
температура была вычислена из давления и плотности в приближении
идеального газа. Неопределенность в величинах параметров верхней
атмосферы (плотность, молекулярный вес) приводит к заметному расхождению
возможных профилей на высотах больших 120-125 км. Ниже атмосфера хорошо
перемешана и имеет средний молекулярный вес 43.49. Для сравнения
приведены температурные профили от Викинга 1 (ASI+UAMS) и температура
конденсации CO2 .

Аэродинамическое замедление спускаемого аппарата, его
скорость относительно атмосферы, аэродинамические характеристики
непосредственно связаны с плотностью атмосферы. Замедление измерялось
напрямую, скорость и положение интегрировались из уравнений движения по
заданным начальным условиям и текущим ускорениям, а аэродинамические
характеристики известны из моделирования и экспериментов.

Плотности атмосферы, замеренные Патфайндером, меняются от ~5
х 10-11 кг/м3 на пределе обнаружения, до 8 х
10-3 кг/м3 непосредственно перед раскрытием парашюта на
9 км. На высотах 160-90 км плотности в 5 раз меньше, чем данные Викинга, ниже
90 км — в 2.5 раза меньше. Рост плотности в промежутке между 90 и 80 км,
который соответствует глубокому температурному минимуму, немного приближает
данные Патфайндера к данным Викинга. Меньшие значения плотности, а значит и
давления, зафиксированные Патфайндером ниже 30 км в общем объясняются
ежегодными вариациями атмосферы, вызванными конденсацией и сублимацией
полярных шапок [11]

Выше 125 км отчетливо прослеживается марсианская термосфера,
где температура быстро растет с высотой за счет сильного нагрева УФ-излучением
солнца. Несмотря на большие погрешности, похоже что температуры на этих
высотах близки или чуть выше измеренных Викингом.

На высотах 65-125 км температуры были в среднем на 20 К ниже
измеренных Викингом (Фиг.2). Так как на этих высотах радиационные временные
постоянные достигают минимума, разница вероятно объясняется большим масштабом
суточных вариаций [12]. Минимальная температура в 92 К на 80 км является самой
низкой из когда-либо зафиксированных в марсианской атмосфере, и может быть
вызвана суперпозицией тепловых волн или общим ночным охлаждением.

На 80 км температура опускается ниже точки конденсации
углекислого газа (Фиг.2) Более низкая температура может проистекать от
переохлаждения или неточностей в кривой давления паров [13], но не исключено,
что на этих высотах углекислый газ конденсируется в высотные облака.
Наблюдение камерой Патфайндера посветления неба задолго до рассвета, может
быть вызвано такими облаками, хотя большинство утренних облаков в восточной
стороне горизонта почти наверняка водяные и на более низких высотах [9].

От 60 до 35 км температуры выше измеренных Викингом, от 35 до
16.5 км — близки или немного ниже (Фиг.2). Эти различия можно объяснить
небольшими вариациями содержания пыли, они также в пределах ожидаемых амплитуд
тепловых волн [10]. Принимая во внимание близкие условия освещения солнцем, не
вызывает удивления похожесть профилей в нижних слоях атмосферы. Однако по
наземным микроволновым наблюдениям диска планеты за последние 10-15 лет
марсианская атмосфера испытывает эпизодические периоды охлаждения, которые
характеризуются пониженным содержанием поглощающей солнечные лучи пыли и
температурами, на 20 К более низкими по сравнению с измеренными
Викингами. Данные Патфайндера не дают доказательств существенного охлаждения
атмосферы, хотя наземные микроволновые измерения предполагают наличие такого
захолаживания. Более того, наблюдения камеры Патфайндера дали непрозрачности
атмосферы за счет пыли в 0.5 [9] , что сравнимо с измеренными Викингом в такое
же время года и согласуется с измеренным профилем. Маловероятно, что
Патфайндер попал в аномально теплую и пыльную область — прозрачность атмосферы
оставалась неизменной в течении всей 30-дневной основной миссии [9].

Ниже 16.5 км в данных Патфайндера присутствует сильная
тепловая инверсия: около 10 км температура падает с 200 до 181 К. Инверсия
находится слишком высоко для границы ночного теплового погранслоя,
предсказанного радиационно-конвективной моделью и одномерной моделью
динамического погранслоя [15,16]. По данным Патфайндера с понижением высоты
температура потом снова повышается и может легко достичь наблюдаемой
температуры поверхности, даже с учетом предсказанной приповерхностной тепловой
инверсии.

Температурный минимум на 10 км гораздо ниже температуры
конденсации водяного пара в марсианской атмосфере, если считать , что весь пар
равномерно перемешан по всему объему. Эта инверсия может обозначать высоту
облаков, замеченных на снимках Патфайндера, сделанных до восхода солнца, и на
снимках утреннего терминатора, сделанных с космического телескопа Хаббл, хотя
высота этих облаков и недостаточно хорошо известна. После восхода облака
быстро тают и инверсия может исчезать.Что инициирует образование сильной
температурной инверсии неизвестно, но среди возможных механизмов -
горизонтальная адвекция более холодного воздуха и вертикально
распространяющиеся гравитационные волны, инициированные топографией
поверхности в условиях сильно стратифицированного приповерхностного ночного
погранслоя. [18].После формирования облаков тепловое излучения их вершин
должно увеличить интенсивность ночной инверсии.

Измерения после посадки.
Данные о давлении,
температуре и ветре, полученные после посадки инструментом ASI/MET, позволили
изучить переменчивость марсианской атмосферы в долине Ареса на временных
масштабах от часов до дней и недель. Это позволило определить не только
локальные свойства атмосферы и ее взаимодействие с поверхностью, но и дало
информацию о глобальных процессах поступления пыли в атмосферу, циркуляции,
сезонному циклу углекислого газа. Проведение сравнения с данными Викинга,
полученными в то же время года, может быть использовано для обнаружения
долгосрочных изменений климата.

Давление.
С 1-го по 30-ый сол давление у
поверхности в точке посадки испытывало заметные ежедневные колебания порядка
0.2-0.3 мбар, которые в основном связаны с большими тепловыми волнами в
разреженной марсианской атмосфере (Фиг.3А). Ежедневные циклы давления
характеризуются сильными полусуточными колебаниями, с двумя минимумами и двумя
максимумами за сол, суточными колебаниями и компонентами более высокого
порядка, хотя были и заметные долгосрочные тенденции (Фиг.3В). Присутствие
больших полусуточных волновых колебаний указывает на запыленность атмосферы по
всему Марсу в диапазоне высот как минимум 10-20 км [19].

Фиг.3A.
Усредненное по времени давление в течении первых 30 солов. Усреднение в
основном по 3-минутным сеансам, 51 сеанс в день. Получившиеся точки
соединялись прямыми линиями, кроме промежутка с 12 по 15 сол, где
отсутствие данных в течение 8 часов интерполировалось сплайнами.Большие
провалы на 1,8,11 и 17 сол вызваны перезагрузками и проблемами со
связью. Долгосрочный тренд (сплошная кривая) представлен подгоночным
полиномом 3-го порядка.

Фиг.3B.
Суточные циклы давления для сола 9 (сплошная линия) и 19 (штриховая)
показывают синоптические изменения и позволяют более четко разглядеть
особенности вариаций давления.

Также наблюдался долгосрочный тренд среднего за день
давления. Подогнанный под данные полином третьего порядка медленно спадает в
начале периода и растет к концу, минимум чуть меньше 6.7 мбар — возле сола 20
(Ls~153°) (Фиг.3А). Этот момент соответствует глубокому годовому
минимуму в сезонном цикле давления, связанному с конденсацией и сублимацией
углекислого газа на полюсах Марса, и ранее уже наблюдался Викингами [11].

Датчик давления ASI/MET обнаружил разнообразные вариации
давления на сравнительно небольших временных масштабах от секунд до часов и
магнитудой от 1 до 50 микробар. Менее длительные (<10-15 минут) вариации
видимо связаны с ветром и флуктуациями температуры и наиболее велики поздним
утром и после обеда, когда пограничный слой наиболее турбулентен. Самые
заметные колебания давления имели размах 10-50 мкбар, длились менее минуты, и
связаны с вихрями (“пыльными дьяволами”), проходящими над лэндером. Особенно
хороший пример вихря наблюдался во время сеанса непрерывных измерений в 25
сол.

Температура.
Как и наблюдения Викинга 1,
проведенные в то же время года, суточные вариации температуры на всех трех
уровнях повторяются день за днем с большим постоянством. Особенно хорошо
замерен суточный цикл на 25 сол (Фиг.4). Типичная максимальная температура
термопары на вершине мачты была 263 К в 14.15 LST , а минимальная — 197 К в
05.15 LST вскоре после восхода. Из-за низкой плотности марсианской атмосферы
на приповерхностные температуры оказывает влияние поверхностный цикл, который
определяется солнечным нагревом почвы днем и высвечиванием тепла ночью. По
этой причине максимальные температуры у основания мачты превышают таковые же у
вершины (Фиг.4) Температуры у вершины мачты (1.1 м) были на 10 К выше днем и
на 12 К выше ночью, чем аналогичные, зафиксированные на высоте 1.6 м Викингом
1, возможно из-за более низкого альбедо и большей тепловой инерции поверхности
в месте посадки Патфайндера.

Фиг.4.
Суточные вариации температуры атмосферы, измеренные термопарами на
вершине (красная), посередине (черная) и у основания (синяя) мачты с
06.00 LST 25-го сола по 06.00 LST 26-го сола.Термопары расположены в
100, 50 и 25 см выше плоскости солнечных батарей. Замеры проводились
кажды 4 с, но на графике данные усреднены по интервалу в 2 минуты для
уменьшения флуктуаций.

Фиг.5. Данные
Фиг.4, построенные как отклонения от среднего всех трех термопар.
Остальное аналогично.

Суточные вариации вертикального градиента температуры также
сохранялись день за днем. При восходе солнца атмосфера обычно устойчиво
стратифицирована, возле поверхности лежит плотный холодный воздух (Фиг.5). По
мере прогрева поверхности воздушная масса нагревается снизу. Около 06.30 LST
все 3 термопары дают одно значение, показывая, что приповерхностная атмосфера
нейтрально стабильна. К 07.30 LST нагрев почвы превышает способности атмосферы
по переносу тепла за счет теплопроводности, температурный градиент
инвертируется, и атмосфера становится неустойчивой, начинается конвекция.
Турбулентное перемешивание переносит тепло от поверхности и дает большие и
быстрые флуктуации температуры до 15-20 К в течении всего утра и почти до
обеда. После обеда поверхность охлаждается и турбулентное перемешивание
затихает (Фиг.4). К 16.45 LST температурный профиль нейтрален, тепло
переносится ветром. Вскоре после этого охлаждение поверхности инвертирует
градиент температуры, и поверхностный погранслой остается устойчиво
стратифицированным на всю ночь. Основные ночные флуктуации вызваны ветрами,
стекающими вниз по склону и возмущающими погранслой (Фиг.4).

Большие приповерхностные градиенты температур в 10-15 К -
обычная вещь для дневного пограничного слоя. Из-за низкой плотности атмосферы
конвективный тепловой поток не способен охлаждать поверхность столь же
эффективно как на Земле, где атмосферными потоками уносится 80-90% процентов
общего радиационного потока от солнца.

Ветер.
Датчик ветра прибора ASI/MET измерял
скорость ветра и его направление на высоте 1.1 м от основания мачты. Точное
определение скорости ветра требует дальнейшей калибровки зависимости между
скоростью ветра, температурой воздуха, перегревом проволочки сенсора.и пока
недоступно. Здесь мы обсуждаем направление ветра и приближенную скорость на
основании азимутальных вариаций перегрева проволочки.

В солы с 1-го по 30-ый направление ветра в основном вращалось
по часовой стрелке по всем румбам. Это вращение не было равномерным. Поздней
ночью и ранним утром ветры дули с юга, а потом в течении дня меняли
направление на запад, север и восток. За 30-дневный период ночное направление
ветра было заметно постоянным, но с большим разбросом, чем днем (Фиг.6). Самые
большие аномалии наблюдались на 8-10 солы, когда из суточного цикла исчезли
северо-восточные ветры. Явное уменьшение суточных вариаций давления пришлось
на этот же интервал.

Фиг.6.
Усредненное по времени направление ветра за первые 30 солов как функция
местного солнечного времени. Каждая точка отображает среднее за 3
минуты. Обозначение направлений: 0° и 360° (север), 90° (восток), 180°
(юг), and 270° (запад).

Периодически повторяющийся южный ветер с позднего вечера до
утра объясняется течением воздуха вниз по долине Ареса, которая поднимается к
югу от лэндера.Северный ветер после обеда указывает на течение вверх по
долине. Хотя вращение вектора направления ветра согласуется с ожидаемым от
классической суточной тепловой волной, временная фаза с этим не согласуется.
Классическая “западная” волна должна создавать максимальный ветер с запада
около 18.00 LST и максимальный ветер с юга около полудня. Следовательно
направление ветра определяется местной топографией, а не тепловыми волнами.

Ветра, измеренные в это же время года Викингом 11 марсианских
лет назад (1976), были в основном слабыми (<6 м/с), преимущественно
северо-западного направления. Они дули вверх по склону после обеда и вниз -
ночью и утром. Для Патфайндера предварительные оценки дают скорости ветра
сравнимые с викинговскими, в основном не более 5-10 м/с (за исключением
пыльных дьяволов), и менее 1 м/с в утренние часы.

Синоптические и сезонные вариации.
Синоптическая и
сезонная переменчивость марсианской атмосферы в точке посадке наиболее хорошо
видна по измерениям давления (Фиг.3). В частности минимум в годовом цикле
достигается в районе 20 сола, что соответствует наибольшей массе южной
полярной шапки [11], хотя более точная дата может гулять на 1-5 солов в
зависимости от способа анализа. Похоже на то, что минимум в случае Патфайндера
пришелся на 6 солов позднее, чем в случае первого года наблюдений Викинга, что
подразумевает большую или более длительную конденсацию углекислого газа на
южной полярной шапке. Вариации в несколько солов от года к году наблюдались и
Викингами.

В данных ASI/MET после удаления суточных и долговременных
колебаний остаются небольшие синоптические вариации амплитудой менее 3-4 К и
20-30 мкбар. Аналогичные вариации были обнаружены и Викингом; наибольшие
отклонения имели довольно большой период в 10-30 солов [21,23]. Потерянные
данные и ограниченная длительность наблюдения затрудняют оценку периодичности.
На основе данных Викинга и общей модели циркуляции ожидается что синоптические
вариции значительно большей амплитуды начнутся при переходе к осени и зиме
[10,21]. Есть доказательства, что они уже начались в конце миссии.

Тепловые волны.
В течении первых 30 солов
наибольшей составляющей ежедневных вариаций давления была полусуточная волна.
Ее амплитуда близка к наблюдениям Викинга и согласуется с оптической толщиной
пыли в атмосфере ~0.5. Большая вертикальная длина волны предполагает, что пыль
не ограничена плоским приповерхностным слоем, а равномерно перемешана в
атмосфере. Этот вывод согласуется с характерной высотой слоя пыли порядка 13
км и с нашими вертикальными профилями. Однако, как упоминалось ранее, это не
согласуется с микроволновыми наземными измерениями.

Амплитуда суточных волн была меньше и более изменчива. На 5 и
9 сол нормированные амплитуды упали на 0.002 (Фиг.7), что в 2 раза меньше
измеренного Викингом. Наблюдаемые Патфайндером вариации отчасти систематичны -
в первые солы амплитуды были малы, потом постепенно выросли к 20 солу, затем
снова упали к 27 солу. Фаза также менялась.Амплитуда суточных волн
чувствительна к калибровке датчика давления, которая пока еще не окончательна.
Однако временные вариации амплитуды и фазы нечувствительны к калибровке.

Фиг.7.
(A) Амплитуда суточных (черные ромбики) и полусуточных (светлые
ромбики) волн давления за первые 30 солов. Амплитуды нормированы
относительно среднего давления за день. (B) Фаза, в LST, суточных
(черные ромбики) и полусуточных волн давления.

Перегибы в ночной температурной кривой.
Измерения
температур показывают , что в среднем с вечера и всю ночь до восхода солнца
температура атмосферы монотонно падает. Однако в большинстве случаев
равномерный спад нарушался одним или несколькими перегибами в градиенте, когда
температуры падали не так быстро или даже росли. Такие поразительные факты
видны на Фиг.4 около 18.15, 19.00, 20.40 и 03.05 LST и особенно заметны в
показаниях термопары на верхушке мачты.

Подобные явления в наблюдения Викинга приписывались
радиационным эффектам, связанным с образованием приземного тумана [25]. В
месте посадки Патфайндера ночью примерно на 10 К теплее и конденсация
маловероятна. Однако есть позитивная корреляция между повышенной скоростью
ветра и перегибами в температуре. Горизонтальное течение может возмущать
развившуюся ночью сильную температурную инверсию, перенося более теплый воздух
сверху вниз. После участков роста температура быстро падала вместе с
уменьшением скорости ветра. Ночные перегибы в температурной кривой происходили
при наличии южных ветров и не могли быть следствием теплового загрязнения от
корпуса аппарата, расположенного к северо-западу от мачты.

Пылевые дьяволы.
Кратковременные вариации
давления, скорости ветра и температуры на промежутках в десятки секунд/ минуты
наводят на мысль о небольших конвективных вихрях , проходящих над местом
посадки Патфайндера. Во время прохождения одного из вихрей давление быстро
упало и поднялось и заодно резко сменилось направление ветра. Эти явления,
получившие имя “пылевых дьяволов”, близки по характеру к деталям, замеченным в
метеоданных Викингов [26], и может быть были замечены и с орбиты [27].
Наиболее характерной чертой этих вихрей является узкий и четкий минимум в
давлении, но он не был замечен в данных Викинга из-за плохого разрешения и
грубой временной дискретизации. В данный момент нет снимков, показывающих
увлекают ли вихри за собой пыль, но прохождение особенно большого вихря на 62
сол коррелирует с кратким уменьшением на 1.5% мощности солнечных батарей.

Пылевой дьявол около 14.15 LST на 25 сол — вращающийся по
часовой стрелке вихрь, движущийся по направлению на юг-юго-восток (160°).
Центр вихря прошел к западу и югу от посадочного модуля (Фиг.8). В течении 24
секунд давление упало на 0.028 мбар до минимума, а потом быстро выросло за 8 с
на 0.027 мбар. Падению давления сопутствовал максимум в температуре ,
зафиксированный всеми 3-мя термопарами. Этот максимум находился внутри ярко
выраженного минимума, простиравшегося на 30 с до и 40 с после минимума
давления. Направление ветра сменилось с северо-западного на северное и
северо-восточное за 40 с до минимума давления , а в самый минимум резко стало
западным. Прежнее направление восстановилось спустя несколько минут. Такая
картина объясняется вращающимся по часовой стрелке вихрем, включенным в
внешнее течение со скоростью меньше, чем скорость вращения вихря [26].

Фиг.8.
Изменения давления, температуры и скорости ветра, связанные с небольшим
вихрем, прошедшим над местом посадки Патфайндера. Измерения
производились с интервалом в 4 с.

 


Ссылки и примечания

 

1. M. P. Golombek, et al., Science 278, 1743 (1997)

2. A. Seiff, et al., J. Geophys. Res
102, 4045 (1997)

3. A. Seiff and D. B. Kirk, ibid. 82, 4364 (1977).

4. R. T. Clancy, et al., Icarus 122, 36
(1996)

5. S. L. Hess, R. M. Henry, C. B. Leovy, J. A. Ryan, J. E.
Tillman, J. Geophys. Res. 82, 4559 (1977) .

6. W. M. Folkner, C. F. Yoder, D. N. Yuan, E. M. Standish,
R. A. Preston, Science 278, 1749 (1997)

7. W. M. Folkner, personal communication.

8. T. Rivell, et al., J. Spacecr. Rockets
34, 265 (1997)

9. P. H. Smith, et al., Science 278,
1758 (1997)

10. R. M. Haberle, J. R. Barnes, J. R. Murphy, M. M. Joshi,
J. Schaeffer, J. Geophys. Res. 102, 13301 (1997)

11. R. W. Zurek et al., in Mars,
H. H. Kieffer, B. M. Jakosky, C. W. Snyder,
M. S. Matthews, Eds. (Univ. of Arizona Press, Tucson, 1992), pp.
835-933.

12. M. Lopez-Puertas and M. A. Lopez-Valverde,
Icarus 114, 113 (1995)

13. P. B. James, H. H. Kieffer,
D. A. Paige, in Mars, H. H. Kieffer,
B. M. Jakosky, C. W. Snyder, M. S. Matthews,
Eds. (Univ. of Arizona Press, Tucson, 1992), pp. 934-968.

14. R. T. Clancy, unpublished data.

15. P. J. Gierasch and R. M. Goody, Planet. Space
Sci.
16, 615 (1968)

16. R. M. Haberle, H. C. Houben, R. Hertenstein, T.
Herdtle, J. Atmos. Sci. 50, 1544 (1993)

17. M. J. Wolff, R. T. Clancy,
P. B. James, S. W. Lee, J. F. Bell III, Bull.
Am. Astron. Soc.
, in press.

18. J. A. Magalhгes and R. E. Young, Icarus
113, 277 (1995)

19. R. W. Zurek and C. B. Leovy, Science 213,
437 (1981)

20. J. E. Tillman, J. Geophys. Res. 93, 9433
(1988)

21. J. R. Murphy, C. B. Leovy, J. E. Tillman, ibid.
95, 14555 (1990).

22. J. E. Tillman, N. C. Johnson,
P. Guttorp, D. B. Percival, ibid. 98,
10963 (1993).

23. R. D. Sharman and J. A. Ryan, J. Atmos. Sci.
37, 1994 (1980)

24. R. J. Wilson and K. Hamilton, ibid. 53,
1290 (1996).

25. B. M. Jakosky, A. P. Zent,
R. W. Zurek, Icarus, in press.

26. J. A. Ryan and R. D. Lucich, J. Geophys. Res.
88, 11005 (1983) .

27. P. Thomas and P. J. Gierasch, Science
230, 175 (1985)

28. J. E. Tillman, L. Landberg, S. E. Larsen, J. Atmos.
Sci.
51, 1709 (1994)

29. A. O. Nier and M. B. McElroy, J. Geophys. Res.
82, 4341 (1977) .

 


Страница обновлена 12-02-2006
 

 

 

 

Запись опубликована в рубрике Это мы раньше не знали. Добавьте в закладки постоянную ссылку.

Добавить комментарий

Ваш e-mail не будет опубликован. Обязательные поля помечены *

*

Можно использовать следующие HTML-теги и атрибуты: <a href="" title=""> <abbr title=""> <acronym title=""> <b> <blockquote cite=""> <cite> <code> <del datetime=""> <em> <i> <q cite=""> <strike> <strong>