Описание ВСК

Раздел редактируется.

Конструктивно основой ВСК была ПСЗ камера. Съемка велась в трех каналах (спектральные диапазоны 0,4÷0,6 мкм, 0,4÷1,1 и 0,8÷1,1 мкм). Размер изображения 505x288 пикселей, глубина цвета 8 бит. Использовались два объектива: узкоугольный с фокусным расстоянием .... мм и широкоугольный с фокусным расстоянием ..... мм. Узкоугольный объектив использовался для съемки во втором канале, широкоугольный -- для съемки в первом и третьем каналах.

Панорамная съемка ВСК, как сказано ниже, носила отчасти технический характер. Прибор не предназначался для изготовления высококачественных обзорных изображений Фобоса. Однако обработка данных ВСК позволила получить значительное количество важной новой информации.

Задачи телевизионного эксперимента

Программа съемок Фобоса включала два основных этапа:

Обзорные съемки Фобоса с дальних расстояний с орбиты искусственного спутника Марса;

Съемки поверхности Фобоса с сантиметровым разрешением при планировавшемся зависании в дрейфе АМС на высоте примерно 50 м над поверхностью Фобоса.

Приоритетное значение на первом этапе - съемке Фобоса с дальних расстояний - имела навигационная задача по уточнению параметров орбиты Фобоса для обеспечения сближения с ним АМС до расстояния примерно 50 км (в дальнейшем управление сближением должна была взять на себя автономная система управления). Эта задача предусматривала получение снимков Фобоса с разрешением в десятки и сотни метров, обработка которых позволит определить положение центра масс Фобоса на снимке и, используя навигационные измерения положения АМС, уточнить его движение и получить необходимую информацию для коррекций орбиты АМС. Одновременно должны были решаться следующие научные задачи:

• Уточнение массы, плотности и либрации Фобоса, исследование его гравитационного поля и внутренней структуры;
• Уточнение фигуры и карт поверхности Фобоса, прежде всего, в районе к западу от Стикни;
• Исследование глобальных вариаций отражательных характеристик и цвета поверхности Фобоса;
• Интегральные фотометрические исследования Фобоса.

Важное значение для обеспечения безопасности следующего этапа эксперимента - дрейфа над поверхностью Фобоса - должны были иметь выбор и предварительное изучение по полученным снимкам района дрейфа АМС и сброса посадочных станций.

• исследование мелкомасштабной структуры поверхности Фобоса и основных форм рельефа (кратеров и борозд);
• исследование структуры и толщины реголита;
• исследование распределения выбросов из кратеров и анализ механических свойств грунта;
• исследование вариаций отражательных и цветовых характеристик Фобоса и анализ однородности Фобоса по поверхности и глубине;
• исследование механизмов, формирующих природу Фобоса;
• топографическое, геологическое и морфометрическое картирование Фобоса;
• проверка гипотез о происхождении Фобоса;
• сравнительно-планетные исследования.

Важной вспомогательной задачей телевизионных съемок на этом этапе являлась пространственная привязка измерений других приборов.

Кроме исследований Фобоса планировались также телевизионные съемки Марса для решения следующих научных задач:

• исследование рельефа и минералогического состава поверхности Марса;
• исследование облачности и запыленности атмосферы Марса;
• исследование динамики марсианской атмосферы;
• исследование обмена влагой между поверхностью и атмосферой Марса.

Условия наблюдения и ход телевизионного эксперимента.

Обзорные съемки Фобоса проводились с орбиты наблюдения и квазиспутниковых орбит.

Новые данные о Фобосе, полученные по результатам съемки.

Раздел редактируется.

Результаты исследований Фобоса, проведенные с помощью видеоспектрометрического комплекса ВСК с АМС "Фобос-2", хорошо дополняют ранее полученные данные с АМС. "Викинг". Район к западу от кратера Стикни (70°-160°з.д.) был снят с "Викинга" с более низким, чем остальная поверхность, разрешением (100м) при больших углах наблюдения. С "Фобоса-2" на этот же участок поверхности были получены изображения с разрешением 40-80 м при малых углах наблюдения.

"Викинг" выполнил изображения района 210°-310°з.д, при малых фазовых углах, на которых хорошо видны яркие валы некоторых кратеров и борозд. Изображения, полученные при малых фазовых углах с "Фобоса-2", покрывают более восточный район вплоть до 30°з.д.

Новое качество данных с АМС "Фобос-2" по сравнению с данными "Викингов" состоит в том, что они содержат спектральную информацию о поверхности за счет проведения съемок в трех зонах в диапазоне 0.4÷1.1 мкм. Это позволило впервые исследовать спектральную неоднородность поверхности Фобоса. Эти данные хорошо дополняются результатами спектрометрии поверхности Фобоса, выполненными на двух трассах с помощью радиометра-спектрометра КРФМ.

Благодаря тому что на заключительном этапе исследований АМС "Фобос-2" постоянно находилась вблизи Фобоса на квазиспутниковой орбите, оказалось возможным более точно измерить его гравитационное воздействие на АМС, чем это было сделано ранее для пролетных траекторий АМС "Викинг". Эти данные позволили уточнить массу Фобоса и его плотность.

Ниже обобщаются научные результаты видеоспектрометрического эксперимента и анализируется новая информация о геологии Фобоса, которая была получена благодаря совместному анализу данных с АМС "Фобос-2" и более ранних результатов с АМС "Викинг".

Совместная обработка данных с АМС "Фобос-2" и "Викинг" позволила уточнить значение геометрического альбедо Фобоса в видимом диапазоне, которое составляет 0,068±0,007. Впервые измеренное с "Фобоса-2" геометрическое альбедо Фобоса в ближнем ИК-диапазоне составило 0,062±0,013. Его отличие от значения альбедо в видимом диапазоне не превышает ошибок измерений.

Отличие наклона интегральной фазовой кривой в видимом и ближнем ИК-диапазоне оказалось статистически значимым: если в видимом диапазоне фактор многократного рассеяния и фазовый коэффициент равны Г = 0,055±0,023 и q = 0,034±0,001, то в ближнем ИК-диапазоне Г = 0,32±0,10 и q = 0,029±0,002.

Зависимость фазовой кривой от длины волны при отсутствии выраженной спектральной зависимости интегрального альбедо, вероятно, связана с крупномасштабиой спектральной неоднородностью поверхности Фобоса, поскольку в реальных условиях телевизионного эксперимента фазовый угол тесно коррелировал с долготой подспутниковой точки. Это объяснение хорошо согласуется с результатами анализа распределения цветового отношения по поверхности Фобоса.

Снимки Фобоса, полученные при малых фазовых углах, выявили также локальные неоднородности его нормального альбедо: наличие более светлого материала на валах кратеров и борозд, а также не связанные с ними крупномасштабные и мелкомасштабные вариации альбедо. При этом если величина крупномасштабных вариаций альбедо невелика и составляет 5-6%, то небольшие локальные области могут иметь заметные альбедные отличия - более чем в 2 раза.

Анализ зависимости яркости поверхности от ее наклона позволил оценить шероховатость поверхности, которая характеризуется значением среднего тангенса ее угла наклона ρ в масштабе ~ 1 см, соответствующем сглаживанию по отдельным частицам реголита. Наилучшее согласие фотометрических профилей с теоретической моделью LPI достигается при ρ = 0,5±0,2. При этом если экстраполировать индикатрису рассеяния отдельной частицы по данным по Луне и Меркурию, для которых шероховатость также примерно равна 0,5, то можно приближенно оценить альбедо отдельной частицы реголита ω₀ = 0,2÷0,3.

Вариации цветового отношения поверхности Фобоса достигают 45%. Воспроизводимость пространственного распределения и величин этих вариаций на изображениях составляет несколько процентов. По величине цветового отношения выделены следующие основные типы реголита:
а) "красный" - V/NIR = 0,7÷0,8;
б) "красновато-серый" - V/NIR = 0,8÷1,0;
в) "голубовато-серый" - V/NIR = 1,0÷1,1;
г) "голубой" - V/NIR =1,1÷1,4.

Существует взаимосвязь между пространственным распределением цветового отношения и кратерами. "Голубой" материал присутствует на стене и дне Стикни и распространяется в виде языка на 5 км к юго-востоку от него. На изображениях с "Викинга" этот язык независимо распознается по морфологическим признакам. Хорошо видно, что он проходит через кратерный вал. "Голубовато-серый" материал располагается вокруг "голубой" области в виде широкого ореола и распространяется приблизительно до антимарсианской точки, где распадается на отдельные участки. "Красный" материал сосредоточен внутри и вокруг кратеров с темным дном, а также больших разрушенных кратеров с центром в (0°с.ш., 245°з.д.) и (30°с.ш., 250°з.д.). "Красновато-серый" материал занимает остальную поверхность и преобладает в заднем (по ходу орбитального движения) полушарии. Практически все яркие валы молодых кратеров также имеют "красновато-серый" цвет, несмотря на то что их яркость на 20-30% выше. Кратеры с яркими валами преобладают в "красновато-серой" области, где они почти неотличимы по цвету от окружающей поверхности. Таких кратеров значительно меньше в "голубовато-серой" области, где их цвет отличается от цвета более темной поверхности. Здесь они располагаются, как правило, в дистальной части ореола.

С помощью КРФМ были проведены измерения спектров в диапазоне 0,3-0,6 мкм для трех из четырех классов реголита: "красного" , "красновато-серого" и "голубовато-серого" (см. гл. 11). В спектре "красновато-серого" реголита наблюдается уменьшение отражательной способности на 20-30 % при уменьшении длины волны от 0,6 до 0,3 мкм, причем максимальный вклад происходит на длинах волн менее 0,4 мкм. Спектр "красного" реголита практически не отличается от спектра "красновато-серого" за исключением незначительного ослабления отражения на длинах волн 0,45-0,55 мкм. Спектр "голубовато-серого" реголита имеет другой характер. На длинах волн короче 0,4 мкм наблюдается ослабление отражения на 10-20 %, в интервале 0,4-0,55 мкм спектр ровный, а затем отражательная способность начинает возрастать. Эти различия в спектральных характеристиках поверхности Фобоса подтверждают неоднородность его цветовых характеристик, выявленную по изображениям ВСК, и дают дополнительную информацию для анализа участков с различным цветовым отношением.

Наблюдаемые распределение цветового отношения по поверхности Фобоса и вариации спектров КРМФ наиболее удовлетворительно объясняет гипотеза о неоднородности его состава (см. гл. 11). Поскольку "голубой" и "голубовато-серый" материал ассоциируется с кратером Стикни, а также прослеживается в виде характерного языка, который начинается у кратерного вала, то можно предположить, что по своему происхождению он является эжектой, выброшенной из кратера с небольшой скоростью и покрывшей сформировавшийся ранее "красновато-серый" слой реголита, который отличается от нее по составу. Такой же вывод можно сделать относительно происхождения "красного" материала, встречающегося в окрестности темных и разрушенных кратеров. Можно предположить, что при образовании крупных кратеров был разрушен "красновато-серый" слой и на поверхность было вынесено вещество из более глубоких неоднородных слоев, которое по составу отличается от поверхностного реголита.

Сопоставление цветового отношения и спектров в видимом и УФ-диапазонах поверхности Фобоса и метеоритов-аналогов показывает, что углистые хондриты не являются единственными спектральными аналогами вещества Фобоса, как это предполагалось ранее (Pang et al., 1978; Pollack et al., 1978). "Голубовато-серый" материал по спектральным свойствам более напоминает черные хондриты, которые являются безводными обыкновенными хондритами, испытавшими оптическое почернение под воздействием ударов, облучения и солнечного ветра. В работе (Britt, Pieters, 1988) эти минералы были предложены в качестве спектральных аналогов вещества Фобоса. "Красновато-серый и "красный" материалы похожи как на черные, так и на углистые хондриты.

Эти результаты вполне согласуются с выполненными спектрометром ИСМ измерениями в диапазоне 0,8-3,2 мкм, которые также выявили неоднородность поверхности и малое содержание в ней гидратированной воды (Bibring et al., 1989).

Геологические особенности кратеров, имеющих яркие валы. На изображениях, полученных при малых фазовых углах (менее 30°), на молодых, менее разрушенных кратерах наблюдается материал, яркость которого примерно на 30% выше яркости остальной поверхности. При больших фазовых углах этот переход яркости исчезает. Это может означать, что указанный материал имеет как более высокое нормальное альбедо, так и больший фазовый коэффициент (Avanesov et al., 1989, 1991). Более яркий материал встречается в основном на кратерных валах, а также на внутренних стенках и в меньшей степени снаружи кратеров (см [1] рис. 9.1??). Он также характерен для кратеров, расположенных на гребнях, которые разделяют различные "грани" Фобоса и являются возвышенностями относительно эквипотенциальной поверхности (Thomas, 1978, 1979). Анализ изображений высокого разрешения показывает, что статистическое распределение ярких кратерных валов является бимодальным. Они характерны для кратеров более нескольких сотен метров в диаметре и практически отсутствуют у кратеров меньшего размера. Однако на самом деле яркие валы крупных кратеров состоят из большого числа ярких маленьких кратеров, диаметр которых не превышает нескольких десятков метров ([1] рис. 9.1??). Внутри некоторых кратеров также наблюдаются более яркие участки треугольной формы, начинающиеся у кратерного вала. Они напоминают потоки материала, сползающего вниз по склону под действием склоновых процессов ([1] см. рис. 9.1??, 9.3??) (Avanesov и 1989, 1991).

Интересны цветовые свойства ярких кратерных валов (Avanesov et al., 1991; Murchie et al., 1991; Murchie, Britt et al., 1990). Практически без исключений они являются "красновато-серыми" независимо от цветового отношения, свойственного окружающему более темному реголиту. Они наиболее распространены в "красновато-серой" области, и поэтому сами кратеры по цвету практически не отличаются от окружающей поверхности. Они редко встречаются в пределах "голубовато-серого" участка, причем, как правило, в его дистальной части. Здесь наблюдается значительный цветовой контраст между ними и окружающей поверхностью ([1] см. рис. 11.5??).

"Голубой" материал встречается только в кратере Стикни и в расположенном внутри него меньшем по размеру кратере.

Предложены две основные модели происхождениия ярких кратерных валов. В соответствии с моделью (Thomas, 1978, 1979) более высокие значения фазового коэффициента валов кратеров объясняются более брекчированной и пористой структурой поверхности, возникшей в результате ударных процессов. Альтернативная модель (Shkuratov et al., 1991; см. также [1] гл. 10) предполагает, что более высокие значения альбедо и фазового коэффициента являются следствием болtt высокого локального содержания более светлой компоненты реголита. Эта гипотеза затем была развита и работе (Avanesov et al., 1991) на основании того факта, что яркие валы чаще встречаются у менее разрушенных кратеров и состоят из большого числа маленьких кратеров. Это позволило предположить, что при образовании крупных кратеров на поверхность поднимаются блоки менее "зрелого" и более светлого материала, находящегося под слоем более темного поверхностного реголита. Последующие малые метеоритные удары экспонируют менее зрелый материал и перемешивают его с материалом на поверхности. На стенках некоторых кратеров видны также следы сползания этого светлого материала. По мере разрушения кратеров кратерные валы становятся менее яркими, поскольку под действием космогенных факторов этот материал темнеет, а также перемешивается с темным поверхностным реголитом.

Экспериментальные данные о том, что яркие кратерные валы чаще всего встречаются на "возвышенностях" и кратерах с диаметром более нескольких сотен метров, их характерные цветовые свойства, а также теоретические представления о движении реголита на малых телах могут быть использованы для проверки указанных моделей. Для наличия брекчированной структуры материала поверхности, которая предполагается в модели (Thomas, 1978, 1979), необходимы ударные процессы, сопровождающиеся уплотнением материала. По всей вероятности, повышенная яркость материала, покрывающего внешние боковые части валов кратеров, не может быть объяснена брекчированием, поскольку сильно спрессованная под действием удара эжекта должна была бы разлететься с большой скоростью. Результаты изучения механизмов движения эжекты на Фобосе (Wilson, Head, 1989) показывают, что задержаться вблизи кратерного вала могла бы только эжекта, имеющая скорость не более 1 м/с. Данная модель также не объясняет цветовые на ярких кратерных валов и тот факт, что они состоят из большого числа небольших кратеров.

Модель (Shkuratov et al., 1990; Avanesov et al., 1991) может объяснить наблюдаемые характеристики ярких кратерных валов. "Красновато-серый" цвет кратерных валов и дистальной части "голубовато-серого" участка согласуется с предположением о выходе на поверхность подповерхностного материала из-под тонкого слоя эжекты Стикни. Характерное строение ярких кратерных валов в виде скопления маленьких кратеров согласуется с предположением о выходе на поверхность под воздействием ударов малых метеоритов более светлого материала, содержащегося в блоках эжекты. Отсутствие светлого материала на валах кратеров меньшего диаметра говорит о возможности существования поверхностного слоя зрелого реголита, относительно бедного светлым материалом. Большое количество ярких кратерных валов на гребнях объясняется уменьшением толщины этого более зрелого осадочного слоя за счет склоновых процессов.

Класс 2 (см. [1] рис. 9.2?? и 9.4??, б) включает борозды, образованные из близко расположенных или слившихся кратеров, центры которых образуют извилистые и местами раздвающиеся полосы шириной от нескольких сотен метров до 1 км. Такие борозды имеют поднятые валы и в глубину достигают 30-60 м. Их дистальные части представляют собой холмистые участки, образовавшиеся из близко расположенных друг к другу кратеров с приподнятыми валами. Борозды, относящиеся к этому классу, радиально расходятся от Стикни и, как правило, начинаются в двух узловых точках в юго-западной и северо-восточной части кратера. Они постепенно исчеза ют в районе 270°з.д. Юго-западный узел находится на "языке" "голубого" материала, который проходит через вал Стикни (Avanesov et al., 1991; Murchie et al., 1991; Murchie, Britt et al., 1990). Северо-восточный узел борозд находится на расположенном на стене кратера участке с таким же светлым "голубым" материалом (см. [1] рис. 11.5??, а).

Класс 3 (см. [1] рис. 9.2??, 9.4??, в) включает борозды, которые являются линейными цепочками слившихся друг с другом кратеров шириной 80-200 м, длиной от нескольких до 10 и более километров и глубиной в несколько метров. Морфология таких борозд может значительно изменяться: вначале это борозды с линейными стенками, затем_они постепенно переходят в цепочки слившихся кратеров и, наконец, распадаются на отдельные кратеры (Thomas, 1978, 1979; Thomas et al., 1979; Murchie et al., 1989). Как правило, такие борозды не имеют высоких валов. Однако при фазовых углах менее 30° яркость их валов и боковых сторон (но не днищ) оказывается на 20-30% выше яркости окружающей поверхности (см. [1] рис. 9.2??, 9.3??, б). Эти различия яркости практически исчезают при больших фазовых углах. Таким образом, можно предположить, что валы борозд класса 3, так же как и валы более молодых кратеров, имеют более высокие значения нормального альбедо и фазового коэффициента, чем вся поверхность в среднем (Thomas, 1979; Avanesov et al., 1989, 1991). Борозды, относящиеся к классу 3, доминируют на всей поверхности Фобоса, однако в меньшей степени они характерны для двух участков: окрестности задней точки 270°з.д. (Thomas et al., 1979) и участка "голубовато-серого" цвета в районе 140°з.д., где также в основном отсутствуют кратеры с яркими валами. Возможно, что здесь борозды не возникли или были впоследствии погребены под слоем реголита.

Борозды образуют три параллельные системы, которые пересекаются в окрестности передней и задней (по ходу орбитального движения) точек. Из характера их наложения очевидно, что борозды классов 1 и 2 являются более молодыми по сравнению с бороздами класса 3 (Murchie et al., 1989).

Состав и внутреннее строение Фобоса. Результаты, полученные с АМС "Фобос-2", дают новую информацию анализа состава и структуры Фобоса.

В ходе эксперимента с очень высокой точностью определена гравитационная постоянная Фобоса (1,6101±0,0017) x 10¹⁸ а.е.³/сут², что соответствует массе Фобоса (1,082±0,001) x 10¹⁹г (см. [1] гл. 8). Последняя оценка объема Фобоса составляет 5680±250 км³ (Duxbury, 1990). Таким образом, средняя плотность Фобоса равна 1,90±0,08 г/см³, причем основной вклад в погрешность ее оценки вносит погрешность оценки объема. Принятое до сих пор значение плотности Фобоса, определенное по данным навигационных измерений АМС "Викинг", которые были получены в менее благоприятных баллистических условиях, составило 2,2±0,2 г/см³ (Williams et al., 1988).

Уточненная средняя плотность Фобоса значительно ниже плотности таких наименее плотных углистых ходритов, как гидратированные хондриты типа CI (2.2-2,4 г/см³) и CM (2,6-2,9 г/см³). Она также намного ниже плотности других спектральных аналогов вещества Фобоса - черных хондритов (3,3-3,8 г/см³) (Wasson, 1974). Для устранения этого противоречия необходимо предположить существенную пористость вещества Фобоса (10-30% в случае низкоплотных углистых хондритов и 40-50 % для черных хондритов) или наличие в составе Фобоса легкой компоненты, например, льда. Требуемая пористость углистых хондритов соответствует пористости некоторых метеоритных брекчий - 10-24% (Wasson, 1974), а также брекчий лунного реголита - 30% и более (McKay et al., 1986). Эти материалы обладают достаточной прочностью, чтобы выдержать приливные напряжения в теле Фобоса. С другой стороны, требуемое значение пористости черных хондритов представляется нереалистичным. Такие материалы могут присутствовать на Фобосе в значительном количестве только в случае одновременного наличия легкой компоненты. Как показано в работе (Fanale, Salvail, 1989), за время существования Солнечной системы лед внутри Фобоса мог сохраниться на глубине от нескольких сотен метров до нескольких километров.

Исследования спектральных характеристик Фобоса с помощью ВСК и КРФМ (см. [1] гл. 11) показали, что поверхность Фобоса неоднородна по спектральным свойствам, вариации которых пространственно ассоциируются с некоторыми ударными кратерами. Эти исследования позволили сделать следующие выводы:
1) основная часть поверхности Фобоса покрыта "красновато-серым" реголитом;
2) пространственное расположение более "красного" и более "голубого" материала в окрестности крупных кратеров позволяет предположить, что он был вынесен на поверхность из более глубоких слоев в результате метеоритных ударов;
3) светлый материал на валах кратеров, превышающих несколько сотен метров в диаметре, является "красновато-серым" даже в том случае, если окружающий материал является "голубовато-серым"; при этом "голубовато-серый" материал интерпретируется как тонкий слой эжекты;
4) наиболее близкими к Фобосу по спектральным характеристикам являются углистые хондриты и черные хондриты - мафические минералы, почерневшие под действием космогенных факторов.

Литература

Раздел редактируется.