АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ВЕСТНИК, 2007, том 41, № 5, с. 417-426
УДК 523.43
МНОГОЛЕТНИЕ НАБЛЮДЕНИЯ ЗА ЭВОЛЮЦИЕЙ ЮЖНОЙ СЕЗОННОЙ ШАПКИ МАРСА ПО ДАННЫМ НЕЙТРОННЫХ ИЗМЕРЕНИЙ ПРИБОРА ХЕНД НА БОРТУ КА 2001 Mars Odyssey
© 2007 г. M. Л. Литвак*, И. Г. Митрофанов*, А. С. Козырев*, А. Б. Санин*, В. И. Третьяков*, У. В. Бойнтон**, Д. Хамара**, Р.С. Саундерс***
*Институт космических исследований РАН, Москва, Россия **Лунно-планетная лаборатория, Университет Аризоны, Тусон, шт. Аризона, США ***Лаборатория реактивного движения, Пасадена, шт. Калифорния, США Поступила в редакцию 05.09.2006 г. После исправления 05.03.2007 г.
В статье представлены результаты пяти лет наблюдений за южной сезонной шапкой Марса, основанные на анализе данных нейтронной спектроскопии поверхности, выполненной российским прибором ХЕНД на борту КА NASA 2001 Mars Odyssey. На основе численного моделирования наблюдательных данных были восстановлены кривые изменения полной массы снежного покрова в южном полушарии Марса для разных лет (три марсианских года) и проведен поиск межгодовых вариаций сезонного цикла.
PACS: 96.12.Qr; 29.30.Hs
ВВЕДЕНИЕ
В статье использованы данные непрерывных многолетних наблюдений за сезонными шапками Марса, полученные российским прибором ХЕНД на борту КА Mars Odyssey. Прибор ХЕНД позволяет регистрировать нейтронное излучение Марса в широком энергетическом диапазоне, начиная от 0.4 эВ и заканчивая нейтронами с энергиями до 15 МэВ. Данные, использованные в статье, получены за период времени, начиная с момента старта орбитального картографирования поверхности Марса в феврале 2002 г. (завершение фазы аэроторможения и начало фазы глобального картографирования КА Mars Odyssey) и заканчивая февралем 2007 г. Этот многолетний промежуток времени покрывает 2.5 марсианских года, позволяя изучить не только изменение сезонных шапок Марса в рамках одного сезонного цикла, но и попытаться увидеть годовые вариации на протяжении нескольких марсианских лет. В этой работе основное внимание было уделено изучению южной сезонной шапки, для которой был проведен сравнительный анализ трех последовательных сезонных циклов.
Сезонные изменения на Марсе сопровождаются перераспределением основной компоненты атмосферы (углекислого газа) между полюсами планеты, затрагивая около 25% массы всей атмосферы (Leighton, Murray, 1966; Tillman и др., 1993). Осенью, когда температура падает ниже точки замерзания углекислоты, создаются условия для ее конденсации на поверхность Марса в виде снежного покрова. Этот процесс длится до конца зимы, захватывая не только высокие, но и умерен-
ные широты. Сезонные шапки Марса покрывают огромные территории, простираясь вплоть до параллели 50°-б0° в каждом полушарии. На полюсах толщина снежного покрова может достигать нескольких метров. Так в северном полушарии по различным оценкам, сделанным на основе обработки результатов измерений лазерного альтиметра MOLA, толщина снежного покрова может достигать до 1.5 м (Smith и др., 2001; Aharonson и др., 2004). А на южном полюсе оценки толщины снежного покрова варьируют от 0.9 м (Smith и др., 2001) до 2.5 м (Aharonson и др., 2004). На периферии (район параллелей 50°-60°) сезонных шапок толщина снежного покрова небольшая и не превышает нескольких сантиметров.
С приходом весны температура растет и сезонный покров С02 начинает сублимировать обратно в атмосферу, полностью исчезая к началу лета. При этом обнажаются постоянные полярные шапки Марса. По данным КА Viking-1, -2 известно, что на севере постоянная полярная шапка фактически полностью состоит из водяного льда (Kieffer и др., 1976). В южном полушарии более короткое лето (хотя и более теплое), длинная и холодная зима плюс более высокий уровень поверхности, чем на севере, поэтому сухой лед не успевает полностью испариться в атмосферу. Соответственно, на юге постоянная полярная шапка круглый год покрыта слоем углекислоты (Kieffer и др., 1979), в проталинах между которым заметны следы водяного льда (Titus и др. 2003; Bibring и др., 2004).
Сезоны в северном и южном полушариях идут в противофазе. Когда в одном полушарии длится зима, образуется снежный покров и формируется
сезонная шапка, в другом полушарии, наоборот, идет лето, снежный покров отсутствует, а сезонная шапка сжата до размеров остаточной полярной шапки. С течением времени ситуация изменяется, наступают переходные периоды (весна и осень соответственно для каждого полушария) и в одном полушарии снежный покров начинает сублимировать в атмосферу, а в другом понижается температура и атмосферная углекислота начинает конденсироваться на поверхность. В полушарии, в котором было лето, наступает зима и наоборот. Весь цикл происходит в течение одного марсианского года, примерно равного двум земным. Процесс носит глобальный характер, перекачивая огромные атмосферные массы между полушариями, представляя одну из отличительных и значительных особенностей марсианского климата.
Научно-измерительный комплекс GRS (в состав которого в том числе входит и прибор ХЕНД), установленный на борту КА Mars Odyssey, показал, что методы ядерной спектроскопии могут быть с большим успехом использованы для изучения сезонных шапок Марса, позволяя делать независимые оценки распределения поверхностной плотности и массы снежного покрова (Mitrofanov и др., 2003; Feldman и др., 2003; Литвак и др., 2003; 2004; Litvak и др., 2006; 2007; Kelly и др., 2006). Чувствительность приборов ХЕНД, NS и GRS (входящих в научно-измерительный комплекс GRS) по глубине составляет —1—1.5 м, что позволяет зондировать практически любые участки сезонных шапок, давая возможность реконструировать их трехмерную структуру. Кроме этого, данные ядерных экспериментов могут быть использованы для коррекции современных климатических моделей Марса и верификации результатов других наблюдений сезонных шапок Марса, например, связанных с анализом сезонных изменений гравитационного поля Марса, возникающих при перераспределении атмосферной углекислоты между полюсами планеты (Karatekin и др., 2005; 2006).
От величины потока нейтронов, измеренного на орбите, невозможно напрямую перейти к таким физическим параметрам, как содержание воды в грунте, поверхностная плотность осажденной углекислоты или масса снежного покрова. Для этого необходимо использовать модельно-за-висимые методы обработки данных. В нашем случае это численное моделирование нейтронного потока на орбите Марса со свободным параметром, соответствующим разной толщине осажденной углекислоты, и последующее сопоставление с результатами измерений. В результате с помощью методов минимизации невязки между данными измерений и предсказаниями численной модели можно определить значение поверхностной плотности осажденной углекислоты, которое наилучшим образом согласуется с данной серией измерений орбитального нейтронного потока
(Митрофанов и др., 2004; Литвак и др., 2004; Litvak и др., 2006; 2007).
Учитывая огромные временны е затраты, уходящие на численное моделирование, в этой работе было решено сосредоточиться на анализе наблюдений за южной сезонной шапкой Марса. В рамках этого подхода была выполнена оценка ее полной массы, сделано сравнение с данными других экспериментов и предсказаниями климатических моделей и проведен поиск межгодовых вариаций сезонного цикла.
ПРИБОР ХЕНД: ИНТЕРПРЕТАЦИЯ НАБЛЮДЕНИЙ
Поиск воды/водяного льда в грунте. Нейтронное альбедо Марса генерируется в приповерхностном слое планеты под действием заряженных частиц (в основном протонов) космических лучей, проникающих сквозь тонкую атмосферу Марса. Частицы космических лучей взаимодействуют с ядрами породообразующих элементов и производят потоки быстрых нейтронов (Drake и др., 1988; Feldman и др., 1993). Выходя на поверхность, быстрые нейтроны замедляются и поглощаются, вступая в ядерные взаимодействия с ядрами вещества в процессе неупругого рассеяния и захвата, переводя их в возбужденное состояние. В результате возникает излучение ядерных гамма-линий, соответствующее элементному составу поверхности (Masarik, Reedy, 1996). При этом эффективность замедления быстрых нейтронов определяется содержанием водорода в приповерхностном грунте (Drake и др., 1988; Boynton и др., 2002; Mitrofanov и др., 2002; 2003; 2004; Feldman и др., 1993; 2002; 2003; 2004). Присутствие водорода в марсианском грунте объясняется наличием адсорбированной, химически связанной воды или водяного льда (см., например, Soder-blom, 1992; Базилевский и др., 2003; Кузьмин и др., 2004). C помощью численного моделирования ядерных процессов региональные вариации нейтронного потока могут быть использованы для оценки распределения воды/водяного льда (Boynton и др., 2002; Mitrofanov и др., 2002; 2003; 2003; 2004; Митрофанов и др., 2003; 2004; Feldman и др., 1993; 2002; 2003; 2004; Prettyman и др., 2004).
Наблюдение за сезонным циклом Марса. В ходе длительных наблюдений на орбите вокруг Марса, кроме региональных вариаций были также обнаружены сезонные вариации нейтронного потока (Mitrofanov и др., 2003; Feldman и др., 2003; Litvak и др., 2005; 2006; Литвак и др., 2003; 2004). Было показано, что сезонные изменения амплитуды нейтронного сигнала связаны с сублимацией/конденсацией снежного покрова из атмосферной углекислоты в высокоширотных районах Марса (Mitrofanov и др., 2003; Feldman и др., 2003; Литвак и др., 2003).
Оказалось, что наличие водяного льда в высокоширотных областях Марса и высокая чувстви-
тельность нейтронных измерений к сезонным изменениям марсианского климата вещи взаимосвязанные. В летний период времени, когда поверхность свободна от сезонного покрова С02, ослабление потока быстрых и эпитепловых нейтронов определяется присутствием в верхних слоях грунта (глубина до 1 м) большого количества грунтового водяного льда. Осенью и зимой на поверхности образуется слой замерзшей атмосферной углекислоты, толщина которого сопоставима или даже больше, чем характерная глубина, на которой образуются быстрые нейтроны. Даже толщина покрова С02 в несколько сантиметров влияет на то, что эффективный слой, где происходит генерация нейтронов, перемещается вверх, частично захватыв
Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.