научная статья по теме СТОХАСТИЧЕСКИЕ МОДЕЛИ ГОРЯЧИХ ПЛАНЕТНЫХ И СПУТНИКОВЫХ КОРОН: ОБЩИЕ ПОТЕРИ ВОДЫ В АТМОСФЕРЕ МАРСА Астрономия

Текст научной статьи на тему «СТОХАСТИЧЕСКИЕ МОДЕЛИ ГОРЯЧИХ ПЛАНЕТНЫХ И СПУТНИКОВЫХ КОРОН: ОБЩИЕ ПОТЕРИ ВОДЫ В АТМОСФЕРЕ МАРСА»

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ВЕСТНИК, 2007, том 41, № 2, с. 113-119

УДК 523.4

СТОХАСТИЧЕСКИЕ МОДЕЛИ ГОРЯЧИХ ПЛАНЕТНЫХ И СПУТНИКОВЫХ КОРОН: ОБЩИЕ ПОТЕРИ ВОДЫ В АТМОСФЕРЕ МАРСА

© 2007 г. В. И. Шематович*, Г. Ä. Цветков**, М. Ä. Крестьяникова*' ***, М. Я. Маров***

*Институт астрономии РАН, Москва **Вычислителъный центр им. А.А. Дородницына РАН, Москва ***Институт прикладной математики им. М.В. Келдыша РАН, Москва Поступила в редакцию 21.03. 2006 г.

В работе проведены оценки общих тепловых и нетепловых потерь водорода и общих нетепловых потерь кислорода атмосферой Марса, проанализировано их соотношение. Показано, что соотношение H : O = 2 : 1 не достигнуто ни одной из существующих моделей различных авторов. Наиболее близкое соотношение дают результаты, полученные в модели формирования горячей кислородной короны (Крестьяникова, Шематович, 2006), H : O = 4 : 1.

PACS: 96.12.Jt, 96.30.Gc

ВВЕДЕНИЕ

В настоящее время климат на Марсе является очень холодным и сухим, и пары воды наблюдаются в атмосфере лишь в весьма незначительном количестве. Возможно, что в ранней истории Марса атмосфера была более плотной и более насыщенной парами воды (Carr, 1996). Более того, недавние наблюдения при помощи детектора высокоэнергичных нейтронов (HEND) на борту космической станции Mars Odyssey, указывают, что под поверхностным слоем реголита концентрируются значительные объемы водяного льда (Кузьмин и др., 2004; Митрофанов и др., 2004). Все эти обстоятельства требуют детального исследования эволюции атмосферы Марса в целом, и в особенности, содержания воды, как на поверхности, так и в атмосфере, на астрономических масштабах времени (Jakosky и др., 1994; Carr, Head, 2003). Одним из важнейших вопросов является исследование роли, которую сыграли процессы потери атмосферы за счет убегания надтепло-вых частиц в открытое космическое пространство в эволюции климата Марса от первичного относительно влажного к последующему холодному и сухому (Chassefiere, Leblanc, 2004). При испарении H2O с поверхности Марса и из ледяных резервуаров, расположенных под поверхностью, водяной пар достигает верхней атмосферы, где падающее УФ-излучение разбивает молекулы воды на H, H2 и O (например, Hunten, McElroy, 1970). Легкие атомы и молекулы водорода убегают из атмосферы Марса вследствие теплового испарения. В свою очередь, для тяжелых атомов кислорода энергии теплового испарения недостаточно для убегания из атмосферы. Поэтому свободный кислород или

окисляет поверхность, или ионизуется под воздействием солнечного УФ-излучения и захватывается плазмой солнечного ветра, или же, наконец, приобретает избыточную кинетическую энергию в нетепловых процессах, достаточную для убегания в открытое космическое пространство.

Тепловое и нетепловое убегание атомов водорода и кислорода из атмосферы Марса имеют большое значение для химии и эволюции атмосферы. Основным механизмом потери водорода из атмосферы Марса является тепловое убегание Джинса. Если предположить, что источником водорода являются молекулы H2O, то каждая потеря одной молекулы H2 оставит после себя один атом O. Это значит, что если нет никакого постоянного стока кислорода, его концентрация в атмосфере Марса сильно увеличится. Предполагая, что атмосфера достигла своего стабильного состояния, можно заключить, что сток кислорода, сравнимый по величине с общим тепловым и нетепловым потоком убегания водорода в открытое космическое пространство соответствует соотношению Ф0 = 2- Ф^ где Ф0 и ФН общие потоки

убегания кислорода и водорода, соответственно, в любой форме. Так как атом кислорода достаточно тяжелый, для того чтобы убежать из атмосферы Марса посредством теплового испарения, то должны работать нетепловые процессы убегания из атмосферы (Hunten, 2002). Эти процессы определяются преимущественно реакциями экзотермической фотохимии и воздействием плазмы солнечного ветра, а также захваченными и ускоренными ионосферными ионами. Действительно, в верхней атмосфере Марса протекают иниции-

руемые поглощением УФ-излучения Солнца ион-молекулярные реакции, часть из которых сопровождается выделением избыточной энергии (McElroy, Donahue, 1972). Наиболее ярким примером является реакция диссоциативной рекомбинации основного ионосферного иона O+ с тепловыми

электронами, в результате которой образуются атомы кислорода с избытком кинетической энергии вплоть до 4 эВ. Поскольку в настоящее время Марс не имеет достаточного внутреннего магнитного поля (Acuna и др., 1998), то на внешней границе верхней атмосферы происходит взаимодействие с плазмой солнечного ветра, и, соответственно, протекают различные процессы переноса массы, количества движения и энергии (Johnson, 1994). Таким образом, в верхней атмосфере Марса работают как тепловые (тепловое испарение для атомарного и молекулярного водорода), так и нетепловые (экзотермическая фотохимия, атмосферное разбрызгивание, захват ионосферных ионов и др.) механизмы потери атмосферы в открытое космическое пространство (Hunten, 2002).

В предыдущей работе (Крестьяникова, Шема-тович, 2006) были исследованы параметры горячей кислородной короны Марса согласно стохастической модели образования горячей планетной короны (Шематович, 2004; Крестьяникова, Шематович, 2005). Рассматривались горячие атомы кислорода, образованные в результате диссоциативной рекомбинации основного ионосферного иона O+ с тепловыми электронами с избытком кинетической энергии ~0.4-4 эВ, теряющие энергию в упругих и неупругих столкновениях, а также участвующих в столкновениях гашения с окружающим тепловым атмосферным газом. В частности, были рассчитаны функции распределения горячих атомов кислорода по кинетической энергии в переходной от термосферы к экзосфере области атмосферы Марса, показывающие, что область надтепловых энергий существенно заселена. В данной работе представлены результаты расчетов общих нетепловых потерь атомарного кислорода в атмосфере Марса и проведены сравнения с оценками аналогичных моделей других авторов (Lammer, Bauer, 1991; Luhmann, 1997; Kim и др., 1998; Hodges, 2000; 2002) для низкого уровня солнечной активности. А также использованы данные об общих нетепловых и тепловых потерях атомарного водорода в атмосфере Марса по результатам работ (Anderson, Hord, 1971; Krasnopolsky, Feldman, 2001; Lammer и др., 2003) для оценки скорости потери воды из атмосферы Марса в настоящее время.

ПОТЕРИ АТОМАРНОГО ВОДОРОДА АТМОСФЕРОЙ МАРСА

Скорость теплового убегания водорода из атмосферы Марса была оценена Anderson, Hord

(1971) подбором экзосферной температуры 71 в результате обработки данных наблюдений Май-пег-6 и -7. Было установлено, что значения температуры около 350 ± 100 К и концентрации пс = = 3.0 х 104 см-3 для атомов водорода на высоте эк-зобазы 240 км наилучшим образом соответствуют наблюдательным данным. Используя уравнение Джинса для потока убегания

Фт

V о

2jñ

с параметром убегания хс

= GMm Xc = rkT-

nc (1 + xc) exp [ - xc ]

v „

V 0

(1)

(2)

можно получить поток убегания для атомов H 1.8 х 108 см-2 с-1 (1.5 х 1026 с-1). Здесь G и к соответственно гравитационная постоянная и постоянная Больцмана, m и M- массы частицы и планеты, - скорость убегания, v0 = (2kTJm)l/2 - наиболее вероятная скорость распределения Максвелла на экзобазе, а r - расстояние до центра планеты. Уравнение (1) ясно показывает важность параметра 71 для вычисления скоростей теплового убегания H и H2.

Зная потоки убегания, можно рассчитать скорости тепловых или нетепловых потерь Q атомарных водорода и/или кислорода из верхней атмосферы Марса как Q = Ф(йехо)^ехо, где Ф(йехо) - поток убегания атомов водорода на высоте экзобазы, Sexo = 2n(hexo + RM)2 - площадь полусферы освещенной экзобазы Марса, RM - радиус планеты. Тогда потоку теплового убегания атомов водорода 1.8 х 108 см-2с-1 соответствует скорость тепловой потери в 1.5 х 1026 атомов Н с-1.

Недавно Krasnopolsky и Feldman (2001) наблюдали четыре линии H2 в спектре Марса при помощи ИСЗ FUSE (Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer). Интенсивности линий соответствуют лучевой концентрации молекулярного водорода, равной 1.17 ± 0.13 х 1013 см-2 на высоте 140 км над поверхностью Марса, что приводит к относительному содержанию молекул H2 в 15 ± 5 частей на миллион в нижней атмосфере Марса. Используя это значение и уравнение (1), тепловую скорость убегания молекул H2 можно оценить как 4 х 106 см-2с-1 (3.3 х 1024 с-1). В сравнении с тепловыми потерями атомарного водорода H скорость теплового испарения молекулярного водорода H2 пренебрежимо мала.

Основным процессом нетеплового убегания атомарного и молекулярного водорода из атмосферы Марса является процесс захвата ионов водорода солнечным ветром. В литературе существует несколько оценок скорости этого процесса. Lammer и др. (2003) получили следующие

2

значения нетепловых потерь водорода через убегание: 12 х 1024 с1 для H+ и 12 х 1024 с1 для H+. В недавнем исследовании (Modolo и др., 2005) получены следующие теоретические оценки 43 х 1024 с1 и 11 х 1024 с1 скорости потери ионов H+ при низком и высоком уровнях солнечной активности, соответственно. Причем основной вклад вносит процесс перезарядки протонов солнечного ветра на тепловых атомах водорода в экзосфере Марса.

В табл. 1 приведены оценки потерь водорода разными авторами для низкого уровня солнечной активности, учтены как тепловое убегание, так и нетепловые процессы убегания водорода из атмосферы Марса. Сложив значения потерь H и H2 через тепловое убегание с потерями H+ и H+ через захват ионов, мы получим значение общих потерь водорода в атмосфере Марса: 1.9 х 1026 с1.

ПОТЕРИ АТОМАРНОГО КИСЛОРОДА АТМОСФЕРОЙ МАРСА

Поток убегания атомов водорода и поток убегания атомов кислорода соотносятся как 2 : 1, т.е. на один атом кислорода убегает два атома водорода (McElroy, Donahue, 1972).

Основными процессами, ответственными за образование и убегание в открытое пространство атомов кислорода из атмосферы Марса, являются следующие:

1) экзотермическая фотохимия и, в особенности, реакции диссоциативной рекомбинации молекулярных ионов - эти ионы образуются при фотоионизации в атмосфере и реком

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.

Показать целиком