АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ВЕСТНИК, 2013, том 47, № 6, с. 475-484
УДК 523.4
НАДТЕПЛОВЫЕ АТОМЫ КИСЛОРОДА И ВОДОРОДА В ВЕРХНЕЙ
АТМОСФЕРЕ МАРСА
© 2013 г. В. И. Шематович
Институт астрономии РАН, Москва Поступила в редакцию 20.12.2012 г.
В работе исследованы процессы кинетики и переноса горячих атомов кислорода и водорода в переходной области (от термосферы к экзосфере) верхней атмосферы Марса. Источником горячих атомов кислорода являлась реакция диссоциативной рекомбинации основного ионосферного иона О+ с тепловыми электронами в ионосфере Марса. В качестве источника горячих атомов водорода рассматривается процесс переноса количества движения и энергии в упругих столкновениях между горячими атомами кислорода и атмосферными атомами водорода с тепловыми энергиями. Рассчитаны функции распределения надтепловых атомов кислорода и водорода по кинетической энергии. Показано, что экзосфера населяется значительным количеством надтепловых атомов кислорода с кинетическими энергиями до энергии убегания 2 эВ, т.е. формируется горячая кислородная корона Марса. Перенос энергии от горячих атомов кислорода к тепловым атомам водорода приводит к образованию дополнительного нетеплового потока убегания атомарного водорода из атмосферы Марса.
Б01: 10.7868/80320930X13060091
ВВЕДЕНИЕ
Планеты земной группы окружены протяженными разреженными коронами из атомарного водорода. Планетная корона — это самые верхние слои атмосферы планеты, где плотность нейтральных частиц становится исчезающе малой. Через эту область осуществляется связь атмосферы с открытым космическим пространством, так как легкие атомы, такие как водород и гелий, с достаточно высокими скоростями могут убегать из атмосферы за счет теплового убегания (или испарения), причем его скорость определяется температурой атмосферного газа на экзосферных высотах. Более тяжелые атомы углерода, азота и кислорода могут убегать из атмосфер планет земной группы лишь посредством нетепловых процессов с выделением избыточной кинетической энергии. Надтепловыми обычно принято считать частицы с кинетическими энергиями выше 5—10кТ, где Т — температура окружающего атмосферного газа. Воздействие солнечного УФ-излучения и потоков плазмы солнечного ветра на верхние слои планетной атмосферы сопровождается интенсивным формированием надтепловых и/или сверхтепловых частиц (т.е. частиц с избытком и/или существенным превышением тепловой энергии и неравновесным заселением уровней внутреннего возбуждения). Данные процессы носят неравновесный характер и строго описываются только системой кинетических уравнений Больцмана с источниками. Если скорость образования надтепло-вых частиц достаточно высока по сравнению со
скоростью их термализации в упругих столкновениях, тогда формируется устойчивая фракция этих частиц, которая может существенно возмущать локально равновесное распределение тепловой энергии окружающего атмосферного газа и образовывать горячую фракцию планетной короны (см., например, Shematovich и др., 1994; She-matovich, 2007; 2008).
Ранние наблюдения верхних атмосфер Марса и Венеры КА Mariner, Венера, Viking, и PioneerVenus показали присутствие горячих атомов водорода, углерода и кислорода в верхних атмосферных слоях (см., например, Краснопольский, 1987). Соответственно, были разработаны первые теоретические подходы к исследованию процессов образования, кинетики и переноса горячих атомов в верхней атмосфере (см., например, обзоры Marov и др., 1996; Shizgal, Arkos, 1996; Johnson и др., 2008). Из полученных наблюдательных данных и теоретических оценок следовало, что короны планет земной группы населены как фракцией тепловых атомов, со средней кинетической энергией, отвечающей температуре экзосферы, так и фракцией горячих атомов со средней кинетической энергией в несколько раз больше температуры экзосферы. В частности, было установлено, что горячая фракция образуется вследствие нетепловых процессов, формирующих как собственно саму горячую корону, так и нетепловые потоки убегания из атмосферы (Shematovich, 2007; Johnson и др., 2008). Нетепловые процессы инициируются воздействиями солнечного УФ излучения и
плазмы солнечного ветра и сопровождаются интенсивным обменом энергией между различными степенями свободы атмосферных частиц, а также значительным тепловым эффектом фотохимических реакций. Ведущиеся в настоящее время исследования процессов переноса энергии в системах солнечный ветер—ионосфера—нейтральная атмосфера Марса и Венеры при помощи космических станций Mars-Express (MEX) и Venus-Express (VEX) показывают, что в верхних атмосферах планет образуется значительное количество надтепловых и сверхтепловых атомов водорода. Так, например, из анализа наблюдений яркости свечения водорода в линии Ly-a в верхних атмосферах Марса и Венеры, полученных при помощи инструментов SPICAM (SPectroscopy for the Investigation of the Characteristics of the Atmosphere of Mars) и SPICAV, следует, что распределение по высоте атомарного водорода должно включать тепловую и горячую фракции (Chaufray и др., 2008; 2012; Delva и др., 2009). В частности, из анализа распределения по высоте светимости атомарного водорода в линии Ly-a в верхней атмосфере Марса найдено, что на высоте экзобазы (~200 км) при низких значениях зенитного угла Солнца числовая плотность тепловой фракции атомов водорода приближается величиной 1.0 ± 0.2 х х 105 см-3 при температуре экзосферы в 200 К, а горячая фракция атомов водорода — плотностью 1.9 ± 0.5 х 104 см—3 и температурой фракции Т > > 500 К (Chaufray и др., 2008). Измерения спектров и потоков энергетических нейтральных атомов (ЭНА) водорода при помощи детекторов ASPERA-3 и -4 (Analyzer of Space Plasmas and Energetic Atoms) также показывают, что образуется значительное количество надтепловых и сверхтепловых атомов водорода (Galli и др., 2006; 2008; Futaana и др., 2011) в верхних атмосферах Марса и Венеры. В настоящее время нет достоверной теоретической модели образования горячей фракции атомарного водорода в экзосферах Венеры и Марса, хотя попытки построения таких моделей предпринимались неоднократно (см., например, обзор Shizgal, Arkos, 1996; а также недавние исследования в работах Chen, Cloutier, 2003; Lich-tenegger и др., 2004). Интересной попыткой представляется работа (Shizgal, 1999), где рассматривается возможность нагрева тепловой фракции атомарного водорода в столкновениях с горячими атомами кислорода. Однако в этой работе не рассматривается перенос горячих атомов водорода в экзосфере, а надтепловые атомы кислорода описываются функцией Максвелла, что не соответствует современным моделям распределения горячего кислорода в верхних атмосферах Венеры и Марса (см., например, Крестьяникова, Шематович, 2006; Lichtenegger и др., 2009; Groller и др., 2010).
Таким образом, для исследования распределения тепловой и надтепловой фракций атомарного
водорода в верхних атмосферах Марса и Венеры необходима разработка теоретической модели образования водородной короны с учетом всех потенциально возможных фотохимических и плазменных источников горячих атомов водорода. В данной работе рассматривается образование фракции надтепловых атомов водорода в столкновениях атмосферных атомов водорода с горячими атомами кислорода. Для этого в кинетической модели Монте-Карло горячей кислородной короны (Крестьяникова, Шематович, 2005; 2006) учтены упругие столкновения между атмосферными атомами водорода и образующимися за счет диссоциативной рекомбинации иона молекулярного кислорода надтепловыми атомами кислорода на основе общей методики стохастического моделирования источников, кинетики и динамики надтепловых частиц в планетных атмосферах (Шематович, 2004). Важным последующим этапом является уточнение и усовершенствование модели за счет сравнения и анализа результатов измерений при помощи КА Mars-Express и Vënus-Express УФ-све-чений атомарных водорода, углерода и кислорода в верхних атмосферах Марса и Венеры (Shematovich и др., 2008; Hubert и др., 2010; 2012; Gerard и др., 2011). Необходимо отметить, что исследованный в данной работе источник надтепловых атомов водорода является составной частью полной стохастической модели тепловой и горячей фракций водородной короны. Расчеты с помощью такой модели позволят сравнить расчетные данные о вкладе надтепловых атомов водорода в свечение атомарного водорода в линии Ly-a с данными измерений при помощи ультрафиолетовых каналов спектрометров SPICAM (Mars-Express) и SPICAV (Venus-Express). Это, в свою очередь, позволит уточнить модели горячих водородных корон Марса и Венеры и использовать их для получения новых данных о распределении атомарного водорода в верхних атмосферах. Разработанная модель также будет использована для интерпретации наблюдений надтепловых атомов водорода, проводящихся в настоящее время при помощи детекторов энергетических нейтральных атомов — ASPERA-3 и -4 на КА Mars-Express и Venus-Express. Сравнение модельных расчетов с измерениями спектров и пространственного распределения горячих атомов водорода в коронах Венеры и Марса позволит уточнить современные модели взаимодействия солнечного ветра с верхними атмосферами исследуемых планет (Johnson и др., 2008; Shematovich и др., 2011).
Эволюция атмосфер Марса и Венеры и, в особенности, изменения содержания паров воды, определяется тепловыми и нетепловыми процессами потери атмосферных газов в открытое космическое пространство (Lammer и др., 2003; Шематович и др., 2007; Johnson и др., 2008; Valeille и др., 2010b). Так как верхние атмосферы исследу-
емых планет подвержены непосредственным воздействиям УФ-излучения Солнца и плазмы солнечного ветра, то в коронах планет работают как тепловые, так и нетепловые процессы потери атмосферы. Соответственно, целый ряд важных атмосферных компонент, таких как H, С, N, и O, теряются из атмосферы. Следовательно, анализ скоростей убегания атмосферных компонент, как на локальных, так и на астрономических масштабах времени, является принципиально важным для решения такой фундаментальной проблемы сравнительной планетной аэрономии, как получение оценок потери воды из первичных атмосфер пл
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.