Кандидат физико-математических наук М. Л. ЛИТВАК, доктор физико-математических наук И. Г. МИТРОФАНОВ, Институт космических исследований РАН

Астрономов всегда интересовали и будут интересовать проблемы, касающиеся Марса. К ним относятся, в том числе, поиск воды на его поверхности, оценка глобальных сезонных изменений, происходящих на его полюсах. В русле решения столь непростых задач российские ученые с помощью отечественного прибора ХЕНД, установленного на борту космического аппарата NASA 2001 Mars Odyssey (на орбиту вышел 24 октября 2001 г.), используя метод нейтронной спектроскопии, в течение двух лет вели наблюдения за годовыми колебаниями температуры на Красной планете и пришли к сенсационным выводам.

Как известно, сезонные колебания температуры на Марсе вызваны наклонением оси его вращения и эллиптической формой орбиты, по которой он обращается вокруг Солнца. Это отличается от ситуации на Земле, где смена времен полностью определяется наклонением оси ее вращения. Расстояние между светилом и нашей планетой меняется незначительно, так как ее орбита почти круговая, а угол падения лучей все время разный. Количество получаемого небесного тепла имеет большие перепады в течение планетарного года (одного оборота вокруг Солнца). Наиболее ярко это проявляется в полярных областях.

На Марсе, как и на Земле, существуют промежутки времени, когда его северные области полностью скрыты от света (полярная ночь) или, наоборот, когда их облучение максимально (полярный день). Кроме того, сезонные изменения происходят в противофазе: в то время, когда в одном полушарии царит лето, в другом продолжается зима. К тому же орбита Марса характеризуется гораздо большим эксцентриситетом - в течение одного года его расстояние от Солнца меняется от 1,36 а.е. до 1,64 а.е. Это вносит дополнительный фактор в различие между одинаковыми сезонами в северном и южном полушариях данной планеты: в них схожие периоды лето/зима начинаются, когда расстояние меж-

стр. 5

ду Солнцем и Марсом отличается почти на 20%, что приводит к неравномерному облучению его поверхности.

Для отсчета сезонов последнего используют так называемую солнечную долготу (L_s ), определяемую как угол от воображаемой линии Марс-Солнце, наблюдаемой во время весеннего равноденствия. При данном выборе точки отсчета в северном полушарии изменение L_s от 0 до 90° соответствует весне, 90° - 180° - лету, 180° - 270° - осени и, наконец, отрезок, на котором L_s меняется от 270° до 360°, соответствует зимнему сезону.

Атмосфера Красной планеты на 95,5% состоит из СО₂ , на 2,7 - азота, на 1,6% - аргона, есть незначительная примесь других газов. Смена сезонов сопровождается перераспределением углекислоты между полюсами. Причем ее температура опускается ниже точки замерзания в течение осени на каждом полушарии. После этого начинается конденсация газа, заканчивающаяся глубокой зимой. С началом весны покров углекислоты испаряется и полностью пропадает к началу лета, открывая постоянные полярные шапки. И поскольку сезоны в разных полушариях планеты идут в противофазе, можно одновременно наблюдать, как СО₂ конденсируется на одном полюсе и испаряется на другом. Относительное изменение давления и массы марсианской атмосферы в этом глобальном процессе достигает -25%, что определяется сложным балансом испарения и конденсации на севере и юге. Казалось бы, оно не должно меняться в течение марсианского года, так как уменьшение углекислоты на одном полюсе должно компенсироваться на другом. Однако ничего подобного не происходит, что объясняется сильной эллиптичностью орбиты Красной планеты, когда количество солнечного тепла, выделяемого ее поверхностью, летом существенно разнится для обоих полушарий.

Сезонные отложения атмосферной углекислоты покрывают огромные территории Марса и простираются вплоть до 50 - 60-й параллели на севере и юге, застилая толстым "ковром" десятки миллионов квадратных километров. Рост и отступление образуемых тут шапок наблюдали очень давно - с тех пор, как в руках исследователей появились достаточно мощные телескопы. Однако получение достоверной информации о составе, толщине снежного покрова, динамике его изменения стало возможным относительно недавно, когда изучать Марс начали с межпланетных автоматических аппаратов.

Длительный мониторинг в видимом и инфракрасном диапазонах в ходе проведения экспериментов IRTM (конец 1970-х гг.), TES, МОС (с конца 1990-х гг. по настоящее время) (США) с орбиты планеты позволил определить состав и динамику изменения границ сезонных шапок в течение полного марсианского года. А лазерный высотомер MOLA, установленный на борту космического аппарата Mars Global Surveyor, дал возможность грубо оценить (точность измерения - 20 см) толщину покрова сухого льда. Было определено, что она меняется от 5 - 15 см на низких широтах до 1 - 1,5 м ближе к полюсам Марса.

На основе огромного объема собранного материала сделаны описания местных сезонных климатических процессов. Наблюдаемые смены границ полярных шапок, колебания атмосферного давления неплохо укладывались в рамках моделей, построенных учеными. Кстати, такие параметры, как масса и плотность покрова в тот или иной период года, определялись не путем прямых измерений, а с помощью многоступенчатой обработки данных с использованием сложных математических расчетов.

С запуском на орбиту космического аппарата NASA 2001 Mars Odyssey появилась возможность с высокой точностью определять массы сезонных шапок и оценивать динамику их изменений на разных участках планеты благодаря комплексу новейших приборов. Они сообщают данные длительного картографирования гамма-излучения и нейтронного фона с поверхности Марса. Эта аппаратура включает американские гамма-спектрометр (GRS) и ней-

стр. 6

тронный спектрометр (NS), а также российский прибор ХЕНД. Первый создан на основе высокочистого германия и предназначен для поиска ядерных линий в спектре гамма-излучения. Второй и третий обеспечивают картографирование этого излучения в широком диапазоне энергий. Кроме того, ХЕНД измеряет эпитепловые, быстрые нейтроны и нейтроны высоких энергий*, a NS регистрирует в основном тепловые и эпитепловые. К примеру, информация, поступившая с нашего прибора в течение одного марсианского года, показала: нейтронные потоки, возникающие в приполярных районах планеты, меняются несколько раз вследствие глобального перераспределения атмосферной углекислоты между полюсами.

Частицы космических лучей свободно проходят через тонкую атмосферу Марса и, взаимодействуя с ядрами породообразующих элементов, производят потоки быстрых нейтронов на глубине нескольких метров с энергиями 15 - 20 МэВ. При выходе на поверхность они испытывают упругие и неупругие соударения или даже захватываются ядрами химических элементов, входящих в состав марсианского грунта. В результате возникает сложный спектр излучения, состоящий из сплошного "леса" ядерных гамма-линий.

Анализ их спектрального распределения позволяет определить состав грунта, так как каждое ядро излучает фотоны вполне определенных энергий. Причем основным химическим соединением, присутствующим в приповерхностных слоях марсианского грунта, в состав которого входит водород, является вода. По величине же нейтронного потока можно судить о ее количестве на том или ином участке.

Нейтронное картографирование поверхности планеты, свободной от сезонного покрова, обнаружило ослабление потока быстрых нейтронов в полярных районах Марса по сравнению с его экваториальной частью (до 10 раз). Это же показало и наблюдение линии излучения дейтерия энергией 2,2 МэВ. Ее интенсивность существенно увеличивается при наличии большого количества тепловых нейтронов, которое, в свою очередь, возрастает в водосодержащих слоях. Полученные результаты объясняются присутствием большого количества водяного льда в приполярных районах. Массовая доля воды в приповерхностных слоях грунта колеблется от 50 - 60% в полярных широтах до 10 - 20% - в умеренных (в районе 50 - 60-й параллели).

Итак, наличие большого количества воды говорит о том, что нейтронная спектроскопия стала эффективным инструментом изучения динамики изменения массы сезонных отложений углекислоты. Когда мы наблюдаем поверхность, свободную от углекислотного покрова (полярное лето), то замечаем ослабление потока быстрых нейтронов, определяемое составом богатого водой грунта. Максимальная глубина, на которой генерируются эти частицы, может колебаться от десятков сантиметров до 1 - 2 м в зависимости от их энергии. А осенью и зимой на поверхности конденсируется сухой лед атмосферной углекислоты. Он скрывает от космических лучей нижние пласты грунта, также богатые водяным льдом.

При толщине углекислотного покрова в несколько сантиметров эффективный слой, где происходит генерация нейтронов, поднимается вверх, частично захватывая самый верхний пласт СО₂ . А поскольку ее молекулы не вызывают такого сильного замедления высокоэнергетичных нейтронов, как атомы водорода, то поток эпитепловых и быстрых нейтронов осенью и зимой существенно увеличивается по сравнению с летними наблюдениями. И чем больше снежный покров, тем сильнее сдвигается вверх эффективный пласт образования нейтронов, что, в свою очередь, приводит к росту величины потока быстрых и эпитепловых нейтронов. Причем это явление останавливается только в конце полярной зимы, когда заканчивается процесс формирования сезонных шапок. Тогда поднимается температура

* См.: И. Г. Митрофанов. Разгадывая марсианские тайны. - Наука в России, 2002, N 6 (прим. ред.).

стр. 7

Измерения массы сезонного покрова углекислоты в северном полушарии Марса. Вверху - оценки массы замерзшей углекислоты для разных сезонов северных областей (широтных поясов). Внизу - оценки полной массы северной сезонной шапки для разных сезонных интервалов. Красным цветом показан прогноз математической модели климата Марса из Исследовательского центра НАСА им. Эймса (CGM).

поверхности, приводя к сублимации осажденного пласта обратно в атмосферу Марса. И начинается обратный процесс: уменьшение толщины сезонного покрова приводит к перемещению эффективного слоя, к генерации высокоэнергетичных нейтронов в верхние части грунта с высоким содержанием водяного льда. Вследствие этого поток эпитепловых и быстрых нейтронов уменьшается, пока сезонный покров полностью не испарится.

Для того чтобы использовать измерения нейтронного потока, идущего от Красной планеты, необходимо построить модель, учитывающую все факторы, отвечающие за производство и рассеяние электрически незаряженных элементарных частиц на пути от точки образования под поверхностью Марса к детектору прибора. Простейший вариант такой модели включает атмосферу, грунт планеты и ее сезонный покров углекислоты. С учетом этого процедура пересчета величины нейтронного потока в толщину слоя последней происходит следующим образом: на первом этапе оцениваются параметры грунта исследуемой области, на которой углекислоты нет, на втором - обрабатываются результаты наблюдений в период, когда поверхность, наоборот, ею покрыта. При этом состав грунта, установленный на первом этапе, фиксируется, и единственным свободным параметром модели остается толщина осажденного слоя углекислоты.

Следуя этой логике, можно разбить поверхность приполярных районов Марса на отдельные территории, полностью покрытые сезонными шапками отложений СО₂ . Анализируя данные, собранные прибором ХЕНД, было выбрано 74 области для севера и 98 - для юга планеты. Каждую из них рассматривали отдельно для различных временных

стр. 8

Измерения массы сезонного покрова углекислоты в южном полушарии Марса. Вверху - оценки массы замерзшей углекислоты для разных сезонов южных областей (широтных поясов). Внизу - оценки полной массы южной сезонной шапки для разных сезонных интервалов. Красным цветом показан прогноз математической модели климата Марса из Исследовательского центра НАСА им. Эймса (CGM).

интервалов, что позволило построить многомерную модель сезонных шапок, показывающую, как количество отложений на тех или иных территориях меняется с течением времени. Обращает на себя внимание тот факт, что максимум толщины сезонного покрова для разных районов планеты наступает в неодинаковое время: в начале весны, когда на низких широтах начинается процесс сублимации, в приполярных областях еще заметна тенденция к дальнейшему накоплению углекислоты. Величина регистрируемого потока электрически незаряженных элементарных частиц определяется рассеянием быстрых нейтронов на ядрах породообразующих элементов и поэтому зависит от количества атомов в наблюдаемом слое вещества. В рамках данного эксперимента удалось определить только эффективную толщину осаждаемого пласта (г/см² ), которая является произведением геометрической полноты слоя h (см) на его плотность ρ (г/см³ ). Используя результаты измерений поверхностной плотности методами нейтронной спектроскопии Марса прибором ХЕНД и прямых измерений толщины снежного слоя h лазерным альтиметром MOLA, можно оценить плотность сезонных отложений ρ на разных участках поверхности. Оказалось, что оно не является постоянной величиной и зависит от определенного широтного пояса.

...Глобальное картографирование Марса методом нейтронной спектроскопии пока не приостановлено. НАСА приняло решение о продлении научной миссии орбитального аппарата 2001 Mars Odyssey. Значит, будет поступать свежая информация, новые данные о загадочной Красной планете.

Постоянный адрес данной публикации: