АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ВЕСТНИК, 2007, том 41, № 2, с. 99-112
УДК 523.45-87
СЕЗОННОЕ ПЕРЕРАСПРЕДЕЛЕНИЕ ВОДЫ В ПОВЕРХНОСТНОМ СЛОЕ МАРСИАНСКОГО РЕГОЛИТА ПО ДАННЫМ НЕЙТРОННОГО ДЕТЕКТОРА ХЕНД С БОРТА КА MARS ODYSSEY
© 2007 г. Р. О. Кузьмин*, Е. В. Забалуева*, И. Г. Митрофанов**, М. Л. Литвак**, А. В. Родин**, В. Бойнтон***, Р. С. Саундерс****
*Институт геохимии и аналитической химии им. В.И. Вернадского РАН, Москва, Россия **Институт космических исследований РАН, Москва, Россия ***Лунно-планетная лаборатория Университета Аризоны, Тусон, Аризона, США ****Лаборатория реактивного движения, Пасадена, Калифорния, США Поступила в редакцию 26.12.2005 г. После исправления 18.09.2006 г.
В статье представлены результаты анализа сезонных вариаций нейтронного излучения Марса разных энергетических диапазонов по данным измерений нейтронного детектора ХЕНД, полученным за полный марсианский год наблюдений. По этим данным было проведено глобальное картирование пространственных вариаций нейтронного излучения планеты в функции сезона года и детально проанализирована динамика сезонных вариаций потоков нейтронов разных энергий. Показано, что в южном полушарии Марса не обнаружено различий в сезонном режиме потоков нейтронов с разными энергетическими диапазонами, тогда как зимой в северном полушарии режим быстрых нейтронов (более высоких энергий) сильно отличается от такового в зимнем южном полушарии. Оказалось, что в период зимы (Ls = 270°-330°) значения потоков быстрых нейтронов в северном полушарии (на фоне последовательного утолщения покрова сезонной шапки из твердой углекислоты) заметно понижаются, что служит свидетельством в пользу временного увеличения содержания воды в эффективном слое генерации нейтронов. Согласно полученным оценкам, наблюдаемые значения снижения потока быстрых нейтронов в пределах эффективного слоя соответствуют приросту содержания воды до 5% в пределах сезонной полярной шапки (70°-90° с.ш.), около 3% на средних широтах и 1.5%-2% на низких широтах. В качестве главных процессов, ответственных за временное повышение влагосодержания грунта и верхнего слоя сезонной полярной шапки, рассматриваются процессы вымораживания атмосферной влаги на поверхности планеты (в пределах средних и высоких широт) и гидратация солевых минералов, входящих в состав марсианского грунта. В качестве основного механизма поставки влаги для обеспечения наблюдаемого масштаба сезонного увеличения содержания воды в поверхностном грунте главную роль играет меридиональный атмосферный перенос водяного пара из летнего южного полушария в зимнее северное полушарие, осуществляемый циркуляционной ячейкой Хэдли. Подобная же циркуляционная ячейка в летнем северном полушарии переносит воздушные массы в зимнее южное полушарие, но преимущественно без влаги. Дело в том, что благодаря более низкому положению высоты насыщения водяного пара в период афелия основная масса атмосферной воды захватывается в приэкваториальном облачном поясе и почти не переносится в южное полушарие. Это явление, известное как "эффект Клэнси", было предложено Clancy и др. (1996) в качестве основного механизма для объяснения межполушар-ной асимметрии запасов воды в постоянных полярных шапках. По-видимому, асимметрия сезонной меридиональной циркуляции марсианской атмосферы является также определяющим фактором появления асимметрии сезонного перераспределения воды в системе "атмосфера - реголит - сезонные полярные шапки", обнаруженной по особенностям сезонного режима нейтронного излучения Марса.
PACS: 96.30.Gc, 29.30.Hs
ВВЕДЕНИЕ
Методы нейтронной спектроскопии, примененные в последние годы к исследованию поверхности Марса, позволили впервые оценить содержания грунтового льда в поверхностном слое приполярных областей криолитосферы планеты и определить, на какой глубине от поверхности находится этот лед в зависимости от широты
местности (Boynton и др., 2002; Feldman и др., 2002; Mitrofanov и др., 2002; Митрофанов и др., 2003; 2004). Картирование нейтронного излучения Марса, проведенное российским нейтронным детектором ХЕНД и американским нейтроннным спектрометром с борта КА Mars Odyssey, показало, что на высоких широтах (более 60°) обоих полушарий планеты поверхностный слой реголита (толщиной до 2 м) характеризуется сильными
концентрациями водорода. Основным носителем водорода в марсианском грунте служат молекулы воды, которая на высоких широтах Марса существует преимущественно в форме льда. В этих областях его среднее объемное содержание местами превышает 60% по массе (Митрофанов и др., 2003; 2004; Feldman и др., 2003). Сравнение измерений нейтронного детектора ХЕНД с модельно-предсказанными отсчетами показало, что для высоких широт северного полушария Марса наилучшее соответствие с измерениями нейтронного излучения дает гомогенная модель марсианского грунта, где грунтовый лед присутствует в значительных концентрациях, начиная с самой поверхности (Митрофанов и др., 2004). При такой модели грунта оцененные средние содержания водного эквивалента в поверхностном грунте этой полярной области составили 44, 25 и 13 вес. % на широтах более 80° с.ш., в широтных поясах 70°-80° с.ш. и 60°-70° с.ш. соответственно. Иная картина была обнаружена в южной приполярной области (на широтах более 70°). В этой области наилучшее согласие предсказанных моделью отсчетов с данными измерений нейтронного излучения дает двухслойная модель грунта, где верхний слой представлен сухим грунтом мощностью 10-20 см и содержанием воды до 2 вес. %, а нижележащий грунт является льдонасыщенным со средним содержанием водного эквивалента 55 вес. % ( Митрофанов и др., 2004). Вне этой области в пределах широтного пояса 60°-70° ю.ш. содержание воды в нижележащем слое уменьшается, и его среднее значение составляет 25%. На большей части поверхности Марса, в широтном поясе ±50°, оценки содержания водного эквивалента в грунте варьируют от первых процентов до десяти. Выявленные особенности водосодержания марсианского грунта основаны на измерениях потоков нейтронов (в широком энергетическом диапазоне), полученных в летние сезоны года в обоих полушариях Марса, когда поверхностный грунт в приполярных районах не экранировался от воздействия космических лучей покровом сезонной полярной шапки из снега СО2. Полученная по этим данным картина пространственных вариаций содержания воды в марсианском грунте относится к поверхностному слою реголита, соизмеримому по мощности с эффективным слоем генерации эпитепло-вых нейтронов (1.5-2 м). Однако в течение марсианского года (по мере смены сезонов) тепловой режим поверхностного слоя грунта сильно меняется (Haberle и др., 1993; Forget и др., 1999), а в атмосфере наблюдаются значительные колебания содержания водяного пара в столбе атмосферы (Jakosky, Farmer, 1982; Smith, 2002; 2004; Fedorova и др., 2004). При этом перенос влаги из одного полушария в другое также меняется из-за сезонной перестройки системы глобальной циркуляции марсианской атмосферы (Clancy и др., 1996; Rich-
ardson, Wilson, 2002; Montmessin и др., 2004). В таком контексте особо важное значение приобретает вопрос о том, насколько сезонные изменения современного марсианского климата могут вызвать пространственно-временные вариации вла-госодержания в поверхностном грунте и к каким количественным пределам содержания воды могут приводить эти вариации. Один из подходов к пониманию этого вопроса состоит в детальном анализе сезонных вариаций потоков нейтронного излучения Марса в различных энергетических диапазонах, соответствующих разным эффективным слоям генерации нейтронов, что и явилось одной из целей данной работы.
Накопленные в настоящее время данные измерений нейтронного излучения Марса прибором ХЕНД охватывают период наблюдений более одного марсианского года (равного двум земным годам), что позволило нам изучать сезонные вариации нейтронного излучения Марса. Для этого наблюдения, накопленные за полный марсианский год, были подразделены на относительно малые шаги по времени (15° Ls). Поскольку величины потоков нейтронов зависят главным образом от содержания водорода в грунте (чем выше содержание водорода, тем ниже поток нейтронов), то путем анализа наблюдаемых сезонных вариаций нейтронного излучения Марса в каждой конкретной области планеты можно подойти к пониманию особенностей сезонного перераспределения воды в системе "атмосфера - реголит" и оценить количественную сторону этого процесса. Основная цель данной работы состояла в изучении сезонной динамики нейтронного излучения Марса в разных энергетических диапазонах за полный марсианский год. Эта динамика является индикатором особенностей сезонного перераспределения содержания воды в марсианском грунте планеты, как в твердой фазе, так и в форме химически связанной воды.
АНАЛИЗ ДАННЫХ НАБЛЮДЕНИЙ
В проведенном исследовании использовались две группы данных измерений нейтронного излучения, полученных прибором ХЕНД. К первой группе относятся измерения потоков нейтронов в двух широких энергетических диапазонах - эпи-тепловых (10 кэВ-1 МэВ) и быстрых (более 2.5 МэВ) нейтронов. Другая группа данных была представлена измерениями потоков нейтронов с более дробным разделением по энергетическим диапазонам - по два диапазона для эпитепловых (100 эВ-10 кэВ и 10 кэВ-1 МэВ) и для быстрых нейтронов (1 МэВ-2.5 МэВ и 2.5 МэВ-10 МэВ). Соответствующие этим диапазонам эффективные слои генерации нейтронов составляют ~1.5-2 м; ~1 м; ~0.4-0.5 м и ~0.2-0.3 м соответственно. При анализе данные измерений нейтронного излуче-
ния использовались как в отсчетах прибора, так и в нормализованных потоках нейтронов на высоте орбиты КА Mars Odyssey.
Достигающий поверхность Марса поток космических лучей является главным фактором производства нейтронов в приповерхностном слое планеты. Однако по ряду причин этот поток может меняться во времени в несколько раз (Митрофанов и др., 2004), что, несомненно, затрудняет интерпретацию экспериментальных данных при поиске естественных сезонных вариаций нейтронного потока из поверхностного слоя Марса. Чтобы избежать таких ошибок, полученные данные измерений были нормированы (отдель
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.