Астрономия
В нашем журнале неоднократно освещались результаты работы АМС "Марс Экспресс" ("Mars Express", ESA; Земля и Вселенная, 2004, № 1; 2005, № 2). Для российских ученых этот искусственный спутник Марса - один из трех, работающих сейчас на орбите планеты, - особенно важен тем, что он выполняет часть научных задач отечественного проекта "Марс-96" (Земля и Вселенная, 1994, № 4; 1996, № 4). В настоящее время у Марса есть и четвертый искусственный спутник, "Марс Глобал Сервейер" (NASA), вышедший из строя в ноябре 2006 г. (Земля и Вселенная, 2007, № 2). Напомним, что АМС "Марс Экспресс" запущена российской РН "Союз-Фрегат" 2 июня 2003 г.
По следам воды на Марсе
(новые данные АМС "Марс Экспресс")
О. И. КОРАБЛЁВ,
доктор физико-математических наук
ИКИ РАН
и функционирует на орбите Марса с 25 декабря 2003 г. На борту станции шесть научных приборов, в создании трех из них и во всех экспериментах
проекта принимали участие российские ученые (Земля и Вселенная, 2005, № 1; 2006, № 2). Полет АМС "Марс Экспресс" продлен до мая 2009 г.
ВОДА В АТМОСФЕРЕ МАРСА
Интерес к поискам воды на Марсе вызван тем, что эта планета, наверное, единственное место в
Солнечной системе вне Земли, где еще есть надежда обнаружить жизнь. Первые наземные спектральные наблюдения в инфракрасном диапазоне
позволили доктору физико-математических наук В.И. Морозу (ИКИ РАН) отождествить водяной лед на Марсе, а американскому ученому Дж. Конра-
© Кораблёв О.И.
19
Широта, градусы 90
60
30
0
-30
-60
Содержание воды, мкм 50
45
40
35
30
25
20
15
10
5
330 360 30 60 90 120 150 180 210 240 270 300 330 360 30 60 90 120 150 180 210 240 270 300
Долгота Ls, градусы
ду - водяной пар в атмосфере Марса еще в начале 1960-х гг. Атмосфера на Марсе очень тонкая и разреженная, тем не менее ничтожное количество водяного пара конденсируется и формирует облака. Они оказывают решающее влияние на климат. Сезоны на Марсе похожи на земные, но из-за большого эксцентриситета орбиты южное лето короче и теплее северного. Асимметричен и гидрологический цикл планеты. В афелии, когда расстояние до Солнца наибольшее, формируется устойчивый экваториальный пояс облаков, еще больше охлаждающий планету и усиливающий асимметрию сезонов в Северном и Южном полушариях. Похоже, вода образовала и многие характерные формы рельефа на Марсе. Геологическая история этой планеты, роль воды и ее количе-
ство в прошлом - предмет нескончаемых дискуссий. Наконец, вода как полезное ископаемое - необходимое условие долгосрочной программы освоения планеты, которая еще недостаточно определена.
Содержание водяного пара в атмосфере Марса измерялось одновременно в трех экспериментах АМС "Марс Экспресс". Спектрометр СПИКАМ, работающий в диапазоне ближнего ИК-излучения (1-1.7 мкм), осуществляет мониторинг водяного пара в атмосфере Марса. Этот канал прибора изготовлен в России. С его помощью проведены наиболее длительные (два марсианских года: январь 2004 г. - август 2007 г.) измерения водяного пара. Получены полные данные о его содержании, что позволило выявить климатические особенности планеты. В отличие от Земли, в атмосфере которой содер-
Содержание воды в атмосфере Марса, по данным наблюдений прибора СПИКАМ АМС "Марс Экспресс"за два марсианских года (MY27, MY28 - 27-й и 28-й марсианские годы в одной из марсианских хронологий, начинающейся с 1950 г.). По горизонтальной оси отложена солнечная долгота Ls, обозначающая сезоны на Марсе (Ls = 0°-360°, 0° соответствует весеннему равноденствию в Северном полушарии). Все данные усреднены по долготе. Максимум водяного пара в Северном полушарии вблизи афелия сопровождается повышенной облачностью в экваториальных широтах. Данные получены в 2004-2007гг.
жание водяного пара измеряется в миллиметрах осажденной воды, на Марсе приходится пользоваться микрометрами.
Мониторинг водяного пара с АМС "Марс Экспресс" стал продолжением эксперимента TES, выполнявшегося с 1998 г. до ав-
0
густа 2004 г. с орбиты ИСМ американской АМС "Марс Глобал Сервейер" ("Mars Global Surveyor"; Земля и Вселенная, 1997, № 4; 2000, № 4; 2003, № 1; 2004, № 3). Содержание атмосферного водяного пара, кроме прибора СПИКАМ, измерялось планетным Фурье-спектрометром ПФС и картирующим спектрометром видимого и ИК-диапа-зона ОМЕГА (в изготовлении обоих приборов Россия принимала решающее участие). Впервые химическое соединение (вода) исследовалось разными приборами одновременно. При дистанционном зондировании Земли это обычная практика, когда постоянно сравниваются результаты измерений, проведенных с помощью различных методик и приборов, например для атмосферного озона. В 2006 г. мы организовали специальную рабочую группу, чтобы проанализировать показания трех приборов АМС "Марс Экспресс" и сравнить их с данными эксперимента TES. Измерения приборами СПИКАМ, ПФС и ОМЕГА проводились одновременно с экспериментом TES в течение нескольких месяцев в 2004 г. К сожалению, результаты наземных наблюдений эффективно использовать для такого сравнения не удалось. Все заключения основаны на обработке спектров водяного пара в атмосфере Марса (наземные и космические), но эти спектры получены с разным разрешением и в разных диапазонах. Вначале данные четырех приборов
совпадали с точностью до коэффициента около двух. Тщательное сравнение с американским экспериментом TES и корректировка методик обработки результатов позволили достичь совпадения 20-30%.
Интересные данные об атмосферном водяном паре получены в эксперименте ОМЕГА: отмечено аномальное содержание водяного пара над четырьмя вулканами в горной области Фарсида (Tharsis Mons). Оказалось, что над их вершинами образуется аномально высокая концентрация водяного пара по сравнению с окружающим плоскогорьем. Это наблюдалось в течение целого марсианского года. Карты атмосферной воды были составлены в единицах относительного содержания (ррт - частей на миллион), так как полное содержание водяного пара зависит, прежде всего, от воздушной массы, которая, в свою очередь, напрямую связана с рельефом.
Впервые после исследований, проведенных в начале 1989 г. АМС "Фобос-2" (Земля и Вселенная, 1989, № 5), измерены вертикальные профили водяного пара в атмосфере Марса. В эксперименте СПИКАМ выполнено около 350 наблюдений затмений Солнца планетой, позволяющих вертикально просветить атмосферу. Спектральный диапазон СПИКАМ дает возможность определять одновременно плотность атмосферы и содержание водяного пара по газовым полосам поглощения, а также восстанавливать
свойства и распределение аэрозолей с высотой.
ВОДА НА ПОВЕРХНОСТИ ПЛАНЕТЫ
К несчастью, жидкой воды на поверхности Марса недостаточно для поддержания потенциальной жизни на планете, грунт слишком сухой. Давление и температура на поверхности Марса недалеки от тройной точки воды, в которой вода может одновременно находиться в трех фазах: твердой, жидкой и газообразной. Такое совпадение, скорее всего, не случайно. Это делает возможным на короткое время образование и просачивание через грунт жидкой воды. Благодаря высокому пространственному разрешению телевизионных камер, используемых для исследований, в последнее время обнаружено множество следов таких короткоживущих потоков, и их образование в современную эпоху уже не вызывает сомнений. Но вода на поверхности Марса находится преимущественно в твердой фазе.
Давно известно, что полярные шапки Марса содержат льды, но измерения с помощью АМС "Марс Экспресс" позволили установить и детализировать их состав. Зимой С02, из которого в основном состоит марсианская атмосфера, конденсируется и выпадает на поверхность, образуя сезонные полярные шапки. Из-за заметного эксцентриситета орбиты (е ~ 0.09) и асимметрии сезонов на Марсе поляр-
Северная широта, градусы 26
24
22
20
18
16
14
12
220 222 224 226 228 230 232 234 Долгота, градусы
Широта, градусы
г-
3855 3470 3084 2698 2313 1927 1542 1156 771 385 0
1534 1381 1227 1074 920 767 613 460 306 153 0
244 246 248 250 252 Долгота, градусы
& &
св &
а
К
о г о
К W
д о
я
«
и к
а
*
р
о
д о
О
ные шапки заметно различаются между собой. Северная полярная шапка существенно больше южной и состоит главным образом из водяного льда. Южная шапка, судя по спектру ее теплового излучения, имеет температуру конденсации С02 и, следовательно, состоит из твердой углекислоты.
Спектрометр ОМЕГА на АМС "Марс Экспресс" пред-
назначен для минералогического картирования поверхности Марса. Исследования проводятся в спектральном диапазоне от ближнего УФ-(400 нм) до ИК-диапазона (5 мкм). Прибор позволяет строить изображение с разрешением до 100 м при наблюдениях в перицентре орбиты. Для каждой точки поверхности измеряются спектры солнечного излуче-
Карты относительного содержания атмосферной воды над вулканами Олимп (вверху) и Фарси-да на Марсе. Над обоими вулканами наблюдается устойчивое увеличение содержания водяного пара. Изолиниями показана высота над уровнем 6.1 мбар. Цветовая шкала соответствует содержанию водяного пара в частях на миллион. По данным наблюдений спектрометра ОМЕГА. АМС "Марс Экспресс". 2007 г. ESA.
ния, дважды прошедшего через атмосферу и отраженного от поверхности Марса. Таким же образом можно отождествить льды различного состава.
Уже первые измерения прибором ОМЕГА в 2004 г. позволили установить, что южная полярная шапка Марса содержит не только углекислотный, но и водяной лед (Земля и Вселенная, 2005, № 1). Установлено, что обширные резервуары чистого водяного льда присутствуют на обоих полюсах Марса, а углекислотный лед на поверхности имеет сезонный характер. Данные прибора ОМЕГА позволяют исследовать "детали" полярных шапок и определять размер зерен льда или фирна, степень их загрязнения. В связи с этим можно остановиться на недавно опубликованных снимках лавин на Марсе (см. стр. 2 обложки). Это явление полностью аналогично лавинам в горах на Земле с той лишь разницей, что снежные надувы (карнизы) и образующиеся при их обрушении лавины на Марсе формируются не из водяного, а из углекислотного снега, в изобилии выпада-
Следы текущей воды возрастом не более нескольких лет на склоне
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.