Wstępne rezultaty misji Marinera 9

Mariner 9 wystartował z Ziemi 30 maja a 13 listopada 1971 r. znalazł się w bezpośrednim sąsiedztwie Marsa.1 Pierwsze użycie kamer telewizyjnych — wąsko- i szerokokątnej — nastąpiło już 2 listopada, kiedy to zostały one sprawdzone i wykalibrowane. 11-go odebrano na Ziemi pierwsze próbne zdjęcia. Każde poddane było elektronicznej obróbce w celu wyeliminowania szumów i defektów powstałych w czasie nadawania. Mimo tych zabiegów tarcza Marsa była prawie pozbawiona szczegółów wskutek burzy piaskowej wyjątkowej wielkości — jaka według ocen zdarza się raz na 15 lat.

13 listopada rozpoczęto wprowadzanie Marinera na orbitę wokół Marsa, ostatecznie operację zakończono po dwóch dniach i odtąd rozpoczęły prace instrumenty naukowe.

Mars przyjął Marinera burzą piaskową na skalę planetarną. Fakt ten zmusił naukowców do zmiany pierwotnego planu badań fotograficznych w czasie 26 okrążenia planety, kiedy skierowano kamerę szerokokątną (154 stopni kwadratowych) na tarczę planety w poszukiwaniu obszarów o względnej widoczności. Kiedy odkryto okno w zasłonie pyłu, kamera wąskokątna (15 st. kw.) dokonywała dwóch serii zdjęć o dużej rozdzielczości, po cztery zdjęcia w serii. Szczegóły tych zdjęć ujawniał proces „filtracji” elektronicznej, zwiększał on również jasność obrazów, oczyszczał z szumów itd. Zdjęcia „spreparowane” okazały się bardziej czytelne niż „oryginały”.

Zdjęcia krawędzi Marsa wskazują, że jego powierzchnia blednie stopniowo przy posuwaniu się do skraju, później jest wyraźnie widoczna ciemna przerwa a nad nią cienka warstwa mgły. Zdjęcia wykonane kamerą wąskokątną na szerokościach geograficznych przewyższających +15° pokazują nawet kilka warstw mgły. Jest ona koloru białego lub lekko błękitnego (co wykryto przy pomocy różnokolorowych filtrów), składa się więc z cząstek różnych od tych, jakie są odpowiedzialne za czerwony kolor pustyń marsjańskich. Wysokość, na której znajduje się mgła, była trudna do określenia, ostatecznie przyjęto, że wynosi ok. 60 km, gdzie ciśnienie atmosferyczne jest 0,01 do 0,1 milibara.

Niektóre obrazy telewizyjne w niebieskiej części widma wykazały równoległe do siebie smugi, wywołane zapewne falami atmosferycznymi o długości rzędu 40 km. Brak ich w świetle czerwonym sugeruje, że fale te występują nie w warstwie pyłowej, lecz w wyższych warstwach mgły.

Dla opisu powierzchni duże znaczenie mają cztery ciemne obszary, zauważone już na najpierwszych zdjęciach. Są to Nix Olympica oraz 3 inne formacje zwane umownie Plamami: P. Północna (długość 106°, szerokość +12° koło Ascraeus Lacus), P. Środkowa (112°, 0°, pobliże Pavonis Lacus) oraz P. Południowa (120°, -8°, okolica Nodus Gordii). Plama Północna oraz Nix Olympica utworzone są z kilku przecinających się wzajemnie kraterów, których dna znajdują się na różnych wysokościach, a więc pochodzą z różnych okresów. Widoczne wyraźnie wewnętrzne krawędzie tarasów wskazują, że te obniżenia nie są wypełnione pyłem. Plama Południowa jest formacją kolistą o średnicy rzędu 100 km. Mimo płaskiego dna i tarasowatych zboczy jest niepodobna do typowych tworów ziemskich lub księżycowych. Poza wałem zaczyna się strefa o powierzchni popękanej, pociętej szczelinami i koncentrycznymi depresjami. Plamy Północna i Południowa oraz Nix Olympica przypominają ziemskie kaldery — kratery utworzone przez zapadnięcie się środkowych części wulkanów, kiedy magma cofa się w głąb skorupy ziemskiej. Brak wałów między przecinającymi się kraterami, różne poziomy stref dennych, brak podniesionych obrzeży — wszystko to świadczy, że owe utwory są raczej pochodzenia wulkanicznego niż meteorytycznego. Wniosek ten potwierdza zdjęcie Nix Olympica wykonane po uspokojeniu się burzy pyłowej. Widać na nim górę szerokości u podstawy 500 km, wznoszącą się ponad 6 km nad otaczające płaszczyzny. Dla porównania: Nix Olimpica jest większa od Wysp Hawajskich, również pochodzenia wulkanicznego, lecz o średnicy „tylko” 225 km i aż 9 km wysokości od dna Pacyfiku do szczytu krateru Mauna Loa.

Innym interesującym obiektem jest gigantyczna dolina 400 do 120 km z szeregiem odgałęzień przypominających kaniony lub fiordy. Znajduje się na południowej półkuli koło Titonius Lacus. Jest to zapewne zapadlina wulkaniczna, powstała wzdłuż linii osłabienia skorupy planety, a okoliczne spękania są prawdopodobnie wynikiem erozji atmosferycznej, ponieważ suchość Marsa wyklucza erozję wodną.

Na podstawie materiału fotograficznego Marinera 9 można określić więc Marsa jako planetę geologicznie aktywną, z częstymi ruchami skorupy, obfitością wulkanów oraz silną erozją gazową (powietrzną?).

Spektrometria. Nadfioletową część widma atmosfery Marsa przy oświetlonym przez Słońce skraju tarczy przeprowadzono aparaturą opisaną w nr 4 „Uranii” z 1970 r. (Mariner 6 i 7). Oprócz potwierdzenia już wykrytych linii emisyjnych wodoru atomowego, tlenu i węgla, jak również pasm tlenku i dwutlenku węgla, wykazano że temperatura i gęstość górnej atmosfery zależy od aktywności Słońca. Jest ona silniej zaznaczona niż w przypadku atmosfery ziemskiej. Niższe warstwy atmosfery zbadano kierując spektrometr UV bezpośrednio na tarczę Marsa. Obserwacje bardzo utrudniała burza pyłowa (rozproszenie promieniowania odbitego na unoszących się cząstkach pyłu).

Do badania widma w zakresie 5–20 mikronów użyto spektrometru podczerwieni (IR). Szczególnie wyraźnie występują pasma dwutlenku węgla między 12 a 18,5 mikronami. W obszarach polarnych mają one charakter emisyjny, poza himi — absorpcyjny, co wskazuje na zależność od temperatury. Charakterystyczną cechą jest obecność rozmytych pasm między 9 a 22 mikronami, przypisywanych pyłowi krzemowemu w atmosferze, co potwierdzają badania laboratoryjne. Zawartość krzemionki w pyle marsjańskim określa się na 55–60%.

Ocena promieniowania termicznego południowej czapki polarnej dała w wyniku 140° ± 10° Kelvina (rzędu -130°C). Jest to jeszcze jeden argument za dwutlenkiem węgla jako materiałem tworzącym czapkę polarną, gdyż w warunkach marsjańskich stały dwutlenek jest w równowadze ze swoją parą nasyconą przy 148°K. Liczne linie emisyjne H₂O na długościach fali 29 do 50 mikronów świadczą o niewielkiej ilości pary wodnej w atmosferze polarnej.

Dokonano ocen temperatury w różnych częściach globu za pomocą radiometru w podczerwieni. Odkryto kurczenie się południowej czapki polarnej i wyższą od otoczenia o 8° temperaturę Plamy Południowej, co tłumaczy się lokalną przejrzystością atmosfery, pozwalającą na większe zaabsorbowanie energii przez powierzchnię.

Propagacja fal radiowych i pole grawitacyjne. W czasie pierwszych 40 dni Mariner 9 znikał za tarczą Marsa 80 razy. Radioteleskopy ziemskie w Kalifornii śledziły stopniowe zanikanie sygnału radiowego, występujące w czasie pogrążania się w niższe warstwy atmosfery podczas wchodzenia za tarczę i sytuację odwrotną podczas pojawiania się. Wykryto dziwną zmianę we właściwościach atmosfery Marsa. Podczas gdy w 1969 r. spadek temperatury w miarę wzrostu wysokości nad powierzchnią oceniono równy 3°C na km, w 1971 r. pomiary wykazały stałość temperatury aż do 15–20 km nad Marsem, a następnie spadek z szybkością 2°C na km. Przyczynę tych izotermicznych warunków upatrywać należy w pyle atmosferycznym, pochłaniającym promieniowanie słoneczne. Sugeruje to obecność pyłu na wysokości 15–20 km.

Obserwacja znikania i pojawiania się Marinera za tarczą Marsa umożliwiła wyznaczenia promieni globu w 15 punktach. Różnice długości promienia sięgają 13 km (co odpowiada zmianie ciśnienia atmosferycznego przy powierzchni od 2,9 do 8,3 mb). Odkryto w ten sposób, że jasny obszar Hellas leży o ok. 6 km poniżej swej zachodniej granicy, a rejon między Mare Sirenium a Solis Lacus położony jest od 5 do 8 km ponad średnim promieniem planety, tak jak obszar Tharsis, który znany jest już z badań radarowych jako wyżej położona część Marsa.

Orbita Marinera została określona z dużą dokładnością na podstawie pomiarów przesunięcia dopplerowskiego sygnałów radiowych. Po korekcie z 16 listopada 1971 r. pojazd okrążał planetę w czasie 11,980^h po elipsie o mimośrodzie e = 0,62173, nachylonej do równika pod kątem 64,37°. Mimimalną wysokość 1387 km osiągnął Mariner nad punktem o długości areograficznej 117,2° i szerokości -22,1° (pomiędzy Tharsis i Aonius Sinus).

Badanie pola grawitacyjnego polegało na porównaniu ruchów obserwowanych z obliczonymi teoretycznie, biorąc pod uwagę 33 okrążenia dokoła Marsa poczynając od 16 listopada. Pole grawitacyjne Marsa jest bardziej niejednorodne od ziemskiego czy księżycowego, a niejednorodności tych nie można przypisywać nierównościom powierzchni. Być może Mars posiada, podobnie jak Księżyc, lokalne koncentracje mas — tzw. maskony.

Innym rezultatem śledzenia ruchu Marinera jest nowe zorientowanie przestrzenne osi obrotu Czerwonej Planety. Jej biegun niebieski północny leży w punkcie α = 21^h09,^m2 ± 1,^m2 i δ = 52,°6 ± 0,°2 (1950,0), czyli o ok. pół stopnia na południowy wschód od przyjmowanego. Znajduje się on pomiędzy gwiazdami Deneb a Dzeta Cefeusza, a w pobliżu brak jasnej gwiazdy, która służyłaby Marsjanom za gwiazdę Polarną.

Rys. 1. Fragment powierzchni Marsa sfotografowany 4 lutego 1972 r. przez Marinera 9. Czarna plama o wymiarach około 50 na 110 km — to cień satelity Marsa, Fobosa.

Fobos i Deimos. Już Mariner 7 ukazał na zdjęciu Fobosa jako ciało o kształcie kartofla. Mariner 9 dokonał zdjęcia z bliskiej odległości i potwierdził, że Fobos ma nieregularny kształt o rozmiarach 25 na 21 km. Rozmiary Deimosa wynoszą 13,5 na 12 km, przy czym błąd pomiaru w obu przypadkach wynosi od 0,5 do 5 km. Z porównania gabarytów satelitów z ich wizualnymi wielkościami gwiazdowymi wynika albedo geometryczne równe 0,05. Oznacza to, że oba satelity należą do najciemniejszych obiektów w Układzie Słonecznym a porównywalne są jedynie z najciemniejszymi partiami mórz księżycowych. Liczne kratery na powierzchni księżyców Marsa są prawdopodobnie pochodzenia meteorytowego. Jeden z nich na Fobosie ma średnicę 5,3 km. Zderzenie, w którego wyniku powstał, było w swojej sile bliskie granicznemu, jakie mogło spowodować jego rozpadnięcie się. Ilość kraterów wskazuje, że są one bardzo stare, zaś przyjęcie meteorytowej hipotezy ich powstania świadczy o znacznej spójności wewnętrznej satelitów. Porównania ilości kraterów na Marsie i jego księżycach (na jednostkę powierzchni) daje pojęcie o efektywności procesów erozyjnych na Czerwonym Globie.

Uzupełnienie. Opisane wyżej wyniki badań są rezultatami wstępnymi, pełne opracowanie przewidziane jest na koniec roku 1972.

Na początku maja 1972 r. przeprowadzono nową korekturę orbity, po której wehikuł przecina podczas każdego okrążenia cień planety. Maksymalny czas zaćmienia wynosi 95 minut. Godne zauważenia są zmiany temperatury, jakim ulega pojazd wchodząc i wychodząc ze strefy cienia. One być może spowodowały awarię aparatury, wykrytą w połowie marca. 17 marca przyrządy wyłączono aby znaleźć przyczynę uszkodzenia. Po włączeniu kamer 22 marca całość zaczęła działać normalnie, mimo iż natury awarii nie rozszyfrowano. Począwszy od czerwca zdjęcia Marsa przesyłane będą na Ziemię raz w tygodniu, dotąd otrzymano ich ok. 7000. Przewidziane jest przeprowadzenie eksperymentu relatywistycznego we wrześniu, polegającego na pomiarze siły słonecznego pola grawitacyjnego jako czynnika odkształcającego kierunek nadchodzących z pojazdu wiązek promieniowania, przechodzących blisko skraju tarczy Słońca. Złączenie Marsa ze Słońcem nastąpiło w dniu 7 września 1972 r.

Opracowano wg Sky and Telescope 1972, 1, 5.