Солнечная система

к.ф.-м.н. М.Л. Литвак, д.ф.-м.н. И. Г. Митрофанов

Институт космических исследований РАН

В статье представлены результаты двухлетних наблюдений сезонных шапок Марса, основанные на данных нейтронной спектроскопии поверхности российским прибором ХЕНД установленным на борту космического аппарата NASA 2001 Mars Odyssey.

Годовые колебания температуры (сезонные изменения) на Марсе вызваны наклонением оси вращения планеты и эллиптической формой орбиты, по которой Марс обращается вокруг Солнца. Это отличается от земной ситуации, где смена времен года  полностью определяются наклонением оси вращения планеты. Расстояние между Солнцем и Землей меняется незначительно, так как земная орбита почти круговая.

Температура поверхности планеты зависит от количества солнечного света попадающего на эту поверхность. Наклонение оси вращения приводит к тому, что угол, под которым солнечные лучи падают на поверхность планеты, меняется в  течение года. Наиболее ярко это проявляется для полярных областей, для которых количество получаемого солнечного тепла существенно меняется в течение планетарного года (одного оборота вокруг Солнца). На Марсе, так же как на Земле, существуют такие промежутки времени, когда полярные области полностью скрыты от солнечного света (полярная ночь) или, наоборот, когда их облучение солнечным светом максимально (полярный день). Кроме этого, смена времен года для них происходит в противофазе: в то время как в одном полушарии  царит лето, в другом продолжается зима.

Марсианская орбита характеризуются гораздо большим эксцентриситетом при котором в течение одного марсианского года расстояние от Солнца меняется от 1,36 астрономической единицы (1 астрономической единица равна расстоянию между Землей и Солнцем) до 1,64 астрономической единицы. Такое сильное различие вносит дополнительный фактор, влияющий на  различие между одинаковыми сезонами в северном и южном полушариях планеты. Северное лето/зима и южное лето/зима на Марсе начинаются, когда расстояние между Солнцем и Марсом отличается почти на 20%, что приводит к совершенно разным условиям солнечного облучения поверхности.

Схематичная иллюстрация смены сезонов на Марсе показана на рисунке 1. Здесь показаны четыре положения планеты, соответствующие весеннему равноденствию (начало весны в северном полушарии), летнему солнцестоянию (полярный день на северном полюсе), осеннему равноденствию (начало осени в северном полушарии) и зимнему солнцестоянию (полярная ночь на северном полюсе). Для отсчета марсианских сезонов используется понятие солнечной долготы (L_s), которая определяется как угол, отсчитываемый от воображаемой лини Марс – Солнце наблюдаемой во время весеннего равноденствия. При таком выборе точки отсчета изменение L_s от 0 до 90 градусов  соответствует северной весне, 90 –180 градусов – северному лету, 180 – 270 градусов – северной осени  и, наконец, временной отрезок на котором L_s меняется от 270 градусов до 360 градусов соответствует зимнему сезону в северном полушарии.

Атмосфера Марса состоит из 95.5% углекислого газа, 2.7% азота, 1.6% аргона и незначительной примеси других газов. Смена сезонов на Марсе сопровождается перераспределением атмосферной углекислоты между полюсами планеты. В течение осени на каждом полушарии планеты наступает момент, когда температура опускается ниже точки замерзания углекислоты. После этого углекислый газ начинает конденсироваться на поверхность планеты. Конденсация углекислоты продолжается в течение всей осени и заканчивается глубокой зимой, формируя сезонную полярную шапку. С началом весны сезонный покров СО₂ начинает испаряться, и полностью пропадает к началу лета, открывая постоянные полярные шапки.  Учитывая, что сезоны в разных полушариях планеты идут в противофазе, можно одновременно наблюдать, как  атмосферная углекислота конденсируется на одном полюсе и испаряется в атмосферу на другом полюсе планеты. Относительное изменение давления и массы марсианской атмосферы в этом глобальном процессе достигает ~ 25%. Изменение атмосферного давления определяется сложным балансом процессов испарения и конденсации на северном и южном полюсах. Казалось бы, оно не должно меняться в течение марсианского года, так как испарение углекислоты на одном полюсе должно компенсироваться конденсацией на другом, однако такого не происходит. Наблюдаемые вариации атмосферного давления вызваны  сильной эллиптичностью марсианской орбиты, когда количество солнечного тепла получаемого поверхностью летом существенно разнится для разных полушарий планеты.

Сезонные отложения атмосферной углекислоты покрывают огромные территории на поверхности планеты. Они могут простираться вплоть до 50 - 60 параллели на севере и юге, покрывая толстым покровом десятки миллионов квадратных километров. Рост и отступление сезонных шапок на Марсе наблюдали очень давно, с тех пор как в руках исследователей появились достаточно мощные телескопы. Однако получение достоверной информации о составе, толщине снежного покрова, динамике его изменения стало возможным относительно недавно, когда началось изучение красной планеты межпланетными автоматическими миссиями.

Длительный мониторинг в видимом и инфракрасном диапазонах (эксперименты IRTM, TES, MOC на американских марсианских миссиях) c орбиты Марса позволил определить состав и динамику изменения границ сезонных шапок в течение полного марсианского года. Кроме этого, использование лазерного высотомера МОЛА установленного на борту космического аппарата Mars Global Surveyor позволило грубо оценить (точность измерения ~20 см) толщину покрова сухого льда. Было показано, что она меняется от 5 -15 см на низких широтах до величин 1 - 1.5 м ближе к полюсам Марса.

На основе огромного объема наблюдательных данных полученных с разных марсианских миссий были построены глобальные климатические модели, описывающие, в том числе и сезонные изменения на Марсе. Наблюдаемые сезонные изменения границ полярных шапок, вариации атмосферного давления неплохо укладываются в рамки построенных климатических моделей. Однако такие параметры как масса и плотность сезонного покрова, определялись не путем прямых измерений, а с помощью многоступенчатой обработки данных использующей сложные математические модели. Точность самих измерений, а также неопределенность в выборе тех или иных моделей в конечном итоге приводят к большой ошибке полученных результатов. Одним из основных способов получения оценок массы, и плотности сезонного покрова углекислоты до сих пор являлся совместный анализ данных лазерного сканирования поверхности (эксперимент МОLА) и данных описывающих изменения траектории космического аппарата вследствие перераспределения массы сезонных отложений. Первый эксперимент предоставляет данные о толщине сезонного покрова, второй - данные по высокоточным измерениям параметров орбиты, которые позволяют определить динамику полной массы сезонных отложений в разных полушариях. Сравнение двух типов данных позволяет приблизительно оценить плотность сезонного покрова СО₂.

С запуском на орбиту вокруг Марса орбитального аппарата “2001 Mars Odyssey” появилась возможность измерить с высокой точностью массы сезонных шапок и оценить динамику изменения сезонных отложений на разных участках планеты. Такая возможность связана с использованием на борту КА научного комплекса аппаратуры Гамма-спектрометр (GRS). Успешная реализация эксперимента GRS позволила получить данные длительного картографирования гамма излучения и нейтронного фона с поверхности Марса. В состав этой аппаратуры входит три независимых составляющих: американский гамма-спектрометр (GRS), нейтронный спектрометр (NS), а также российский прибор ХЕНД. Гамма-спектрометр создан на основе высокочистого германия и его основной задачей является поиск ядерных линий в спектре гамма излучения, приходящего с поверхности планеты. Приборы NS и ХЕНД обеспечивают картографирование нейтронного излучения Марса в широком диапазоне энергий.  Российский прибор ХЕНД измеряет эпитепловые, быстрые нейтроны и нейтроны высоких энергий, а нейтронный спектрометр NS регистрирует в основном тепловые нейтроны и эпитепловые нейтроны.

Анализ данных, полученных в эксперименте ХЕНД в течение одного марсианского года, показал, что нейтронные потоки, возникающие в приполярных районах Марса, меняются в несколько раз вследствие глобального перераспределения атмосферной углекислоты между полюсами планеты (см. рис. 2 и 3). Такая большая амплитуда наблюдаемых вариаций нейтронного потока позволяет не только использовать эти данные для наблюдения сезонного цикла на Марсе, но и существенно улучшить современные оценки массы сезонных шапок. Кроме этого эти наблюдения можно также использовать и для анализа пространственного распределения сезонного покрова углекислоты.

Нейтронное излучение Марса возникает под действием космических лучей бомбардирующих поверхность планеты. Частицы космических лучей свободно проходят через тонкую атмосферу Марса и, взаимодействуя с ядрами породообразующих элементов, производят потоки быстрых нейтронов на глубине нескольких метров с энергиями 15 - 20 МэВ. При выходе на поверхность быстрые нейтроны испытывают упругие и неупругие соударения, или даже захватываются ядрами химических элементов, входящих в состав марсианского грунта. В результате возникает сложный спектр излучения, состоящий из сплошного “леса” ядерных гамма линий. Анализ спектрального распределения этих линий позволяет определить ядерный состав грунта, так как каждое ядро излучает фотоны вполне определенных энергий.

Эффективность замедления быстрых нейтронов в приповерхностном слое планеты зависит от наличия в грунте атомов водорода. Даже присутствие нескольких процентов водорода по массе существенно повышает эффективность замедления нейтронов, приводя к значимому ослаблению выходящего потока быстрых нейтронов. Основным химическим соединением, присутствующим в приповерхностных слоях марсианского грунта, в состав которого входит водород является вода.  Таким образом, по величине нейтронного потока  можно судить много или мало воды содержится на данном участке марсианской поверхности.

Нейтронное картографирование поверхности планеты свободной от сезонного покрова обнаружило существенное (до 10 раз) ослабление потока нейтронов для полярных районов Марса по сравнению с наблюдениями экваториальной части планеты. Кроме этого наблюдение линии изучения дейтерия 2.2 Мэв (образуется в результате захвата теплового нейтрона атомом водорода) показало, что интенсивность этой линии также сильно меняется при переходе от полярных районов к умеренным широтам. Интенсивность этой линии существенно увеличивается при наличии большого количества тепловых нейтронов, которое в свою очередь возрастает в водосодержащих слоях. Полученные результаты наблюдений объясняются присутствием большого количества водяного льда в приполярных районах. Было показано, что содержание воды в приповерхностных слоях грунта колеблется от 50-60% в приполярных широтах до 10-20% на умеренных широтах в районе 50-60 параллели.

Присутствие большого количества воды играет решающую роль в том, что нейтронная спектроскопия поверхности приполярных областей в течение марсианского года является эффективным инструментом для изучения динамики изменения массы сезонных отложений углекислоты. Когда мы наблюдаем поверхность свободную от сезонного покрова СО₂ (полярное лето), видимое ослабление потока быстрых нейтронов определяется составом богатого водой грунта и достигает своего максимума. Максимальная глубина, на которой генерируются нейтроны, может колебаться от десятков сантиметров до 1-2 м в зависимости от энергии нейтронов. Осенью и зимой на поверхности конденсируется слой сухого льда атмосферной углекислоты, который скрывает от космических лучей нижние слои грунта, богатые водяным льдом. Уже при толщине покрова СО₂ в несколько сантиметров эффективный слой, где происходит генерация нейтронов, перемещается вверх, частично захватывая самый верхний слой углекислоты. Так как молекулы СО₂ не вызывают такого сильного замедления высокоэнергетичных нейтронов, как атомы водорода, то поток эпитепловых и быстрых нейтронов существенно увеличивается по сравнению с летними наблюдениями. Чем больше растет снежный покров, тем сильнее сдвигается вверх эффективный слой производства нейтронов, что в свою очередь приводит к росту величины потока быстрых и эпитепловых нейтронов. Эффект роста нейтронного потока при увеличении толщины осажденной атмосферной углекислоты может использоваться для измерения толщины осаждаемого слоя. Поток нейтронов прекращает свой рост только в конце полярной зимы, когда заканчивается процесс формирования сезонных шапок. В начале полярной весны растет температура поверхности, приводя к сублимации осажденного слоя обратно в атмосферу Марса. Это означает, что начинается обратный процесс: уменьшение толщины сезонного покрова приводит к перемещению эффективного слоя генерации высокоэнергетичных нейтронов вниз в верхние слои грунта с высоким содержанием водяного льда. Вследствие этого поток эпитепловых и быстрых нейтронов уменьшается до тех пор, пока сезонный покров полностью не испарится.

Для того чтобы использовать измерения нейтронного потока от Марса для оценки толщины слоя углекислоты на поверхности, необходимо построить модель, учитывающую все факторы, отвечающие за производство и рассеяние нейтронов на пути от точки образования под поверхностью планеты к детектору прибора. Простейший вариант такой модели включает атмосферу Марса, сезонный покров углекислоты и марсианский грунт. При таком подходе процедура пересчета величины нейтронного потока в толщину слоя углекислоты, вообще говоря, состоит из двух этапов. На первом этапе оцениваются параметры грунта исследуемой области в условиях отсутствия покрова углекислоты. На втором этапе обрабатываются результаты наблюдений для марсианских сезонов, когда поверхность наоборот, была покрыта осажденной углекислотой. Параметры состава грунта, установленные на первом этапе, при этом фиксируются, и единственным свободным параметром модели выбирается толщина осажденного слоя СО₂. 

Следуя этой логике можно разбить поверхность приполярных районов Марса на совокупность отдельных областей полностью покрывающих территорию занятую сезонными шапками Марса. При анализе данных ХЕНД было выбрано 74 области для северной сезонной шапки и 98 областей для южной сезонной шапки. Каждая область анализировалась отдельно для различных сезонных интервалов. Это позволило построить многомерную модель сезонных шапок Марса, показывающую как толщина сезонных отложений в разных областях меняется с течением времени. На рис. 4 и 5 показана зависимость от времени эффективной толщины сезонного покрова для разных широтных поясов в северном и южном полушариях Марса.  Обращает на себя внимание тот факт, что максимум толщины сезонного покрова для разных широт наступает в разное время. В начале весны, когда на низких широтах начался процесс сублимации, в приполярных областях еще заметна тенденция к дальнейшему накоплению углекислоты.

Величина регистрируемого потока нейтронов определятся рассеянием быстрых нейтронов на ядрах породообразующих элементов и, поэтому зависит от количества атомов в наблюдаемом слое вещества. Поэтому в рамках нейтронной спектроскопии можно определить только эффективную толщину (поверхностную плотность) осаждаемого слоя x (г/см²), которая является произведением геометрической толщины слоя h (см) на его плотность D (г/см³). Используя результаты измерений поверхностной плотности x методами нейтронной спектроскопии поверхности Марса прибором ХЕНД и прямых измерений толщины снежного слоя h лазерным альтиметром MOLA, можно оценить плотность сезонных отложений D на разных участках поверхности. На рисунке 6 представлен результат такого сравнения, проведенный для северных широтных поясов. Оказалось, что плотность осажденной углекислоты не является постоянной величиной и зависит от широты места.

Мы уже упоминали, что совокупность расчетов для 172 приполярных областей Марса для 14 сезонных интервалов на севере и юге позволяет построить 4-мерную модель сезонного покрова углекислоты. Эта модель позволяет проследить за изменением эффективной толщины сезонного покрова СО₂ от  точки к точке и с течением времени. На основе этой модели можно выполнить как оценку массы сезонных шапок, так и оценить темпы конденсации и сублимации сезонного покрова.

Чувствительность нейтронных измерений при измерении эффективной толщины слоя осажденной углекислоты позволяет легко перейти к оценке массы этого слоя. Масса m сезонного покрова на участке площадью S равна произведению D×h×S, где D - плотность сезонного покрова, а h - его средняя толщина. Эту простую формулу можно представить в виде m=x×S, где x - эффективная толщина сезонного покрова, получаемая из нейтронных измерений. Поэтому четырехмерную модель эффективной толщины сезонного покрова, представленную в предыдущем параграфе, можно использовать для изучения изменения полной массы полярных шапок в течение всего марсианского цикла.

На рис. 7 и 8 показаны кривые, иллюстрирующие, как меняется масса  сезонного покрова на разных широтах северном и южном полушариях с течением времени. Представленные данные позволяют зарегистрировать пик полного накопления с последующим уменьшением массы сезонного покрова, вызванным приходом северной весны и началом сублимации замерзшей углекислоты обратно в атмосферу. Из-за того, что изменение эффективной толщины снежного покрова определяется широтой места, пик накопления полной массы сезонных отложений на данной широте смещается сторону более поздних времен при увеличении широты. Сравнение кривых, построенных для разных широт, показывает, что основной вклад в полную массу сезонной шапки вносят промежуточные широты. Небольшая толщина сезонного покрова на этих широтах по сравнению с полярными областями с избытком компенсируется гораздо большей площадью поверхности. Даже пограничные широты на уровне 60^о-65^о вносят существенный вклад в массу сезонной шапки за счет огромной площади, на которой распределены сезонные отложения.

Кроме этого на рис. 7 и 8 представлены кривые изменения полной массы сезонных шапок в сравнении с предсказаниями глобальной климатической модели (CGM) разработанной в исследовательском центре  NASA им. Эймса. Отличие двух кривых фактически иллюстрирует то новое знание, о природе и свойствах Марсианского сезонного цикла, которое было получено в эксперименте ХЕНД по сравнению с предыдущими представлениями о климате Марса.

Кратко подводя итоги можно сказать, что глобальное картографирование  поверхности Марса в течении двух лет с помощью научной аппаратуры, установленной на борту межпланетной миссии 2001 Mars Odyssey, неотъемлемой частью которой является российский эксперимент  ХЕНД, позволило существенно пополнить современные представления о сезонных процессах на Марсе, а в каких-то аспектах даже дать совершенно новую, сенсационную, информацию о красной планете.

Анализ данных нейтронных измерений проведенных на российском приборе ХЕНД показал, что нейтронная спектроскопия поверхности является независимым инструментом при изучении сезонных шапок Марса. Она дает возможность оценить эффективную толщину сезонных отложений и проследить за изменениями полной массы сезонного покрова, оценить его плотность. Точное знание этих параметров позволяет существенно прояснить закономерности климатических процессов происходивших и происходящих на Марсе, более полно понять его эволюцию.

В настоящее время NASA приняло решение о продлении научной стадии проекта 2001 Mars Odyssey с августа 2004 г. еще на один марсианский год. Это позволит получить картину сезонных вариаций на красной планете для еще одного годового цикла. Сравнение результатов измерений для двух марсианских лет позволит выявить элементы постоянства и переменности в годовом сезонном цикле на Марсе.