Содержание к диссертации
Введение
ГЛАВА I. Изучение поверхности планет солнечной системы методами гамма и нейтронной спектроскопии .
1.1 Введение 9
1.2 Физические условия генерации гамма и нейтронного излучения 11
1.3 Исследования Луны. Проект Lunar Prospector 18
1.4 Исследования Марса 25
1.5 Выводы к главе I 32
ГЛАВА II. Гидрология марса .
2.1 Введение 34
2.2 Полярные шапки Марса 37
2.3 Поиск следов жидкой воды на поверхности Марса. Связанная вода в составе минералов 48
2.4 Распределение водяного льда в приповерхностных слоях марсианского грунта 67
2.5 Выводы к главе II 77
ГЛАВА III. Российский эксперимент ХЕНД .
3.1 Введение 80
3.2 Научные задачи эксперимента ХЕНД 81
3.3 Концепция прибора ХЕНД и его характеристики 85
3.4 Конструктивные особенности прибора ХЕНД 89
3.5 Чувствительность 91
3.6 Обработка данных 93
3.7 Первые результаты 96
3.8 Выводы к главе III 97 Таблицы к главе III 99
ГЛАВА IV. Поиск воды в приповерхностных слоях марса по данным прибора ХЕНД
4.1 Введение 100
4.2 Условия построения карт орбитальных измерений нейтронного излучения Марса 102
4.3 Расчетная оценка зависимости потока нейтронов от содержания воды в верхнем слое поверхности Марса 105
4.4 Карты орбитальных измерений потока нейтронов от открытой (летней) поверхности Марса 109
4.5 Северный и южный районы вечной мерзлоты 111
4.6 Влажные районы Аравия и Мемнония 116
4.7 Выводы к главе IV 122 Таблицы к главе IV 125
ГЛАВА V. Модели марсианского грунта с учетом водосодержащих слоев .
5.1 Введение 126
5.2 Оценка содержания воды в грунте на основе данных нейтронных измерений: постановка задачи 127
5.3 Район плато Солнца, как реперная площадка для нейтронного картографирования Марса 132
5.4 Оценка содержания воды в районах пониженного потока нейтронов в окрестности полюсов Марса 134
5.5 Оценка содержания воды в районах пониженного нейтронного потока на умеренных широтах 144
5.6 Выводы к главе V 149
Таблицы к главе V 152
ГЛАВА VI. Сезонные вариации потока нейтронов поданным российского эксперимента ХЕНД .
6.1 Введение 154
6.2 Методика измерений 160
6.3 Сезонные вариации нейтронного потока на разных широтах 164
6.4 Связь долготных вариаций потока нейтронов и сезонной циркуляции атмосферной углекислоты в северном полушарии Марса. 167
6.5 сравнительный анализ данных экспериментов ХЕНД и МОЛА 170
6.6 Выводы 176
ГЛАВА VII. Измерение поверхностной плотности, массы и плотности сезонного покрова С02 на марсе по данным эксперимента ХЕНД .
7.1 Введение 180
7.2 Процедура оценки переменной толщины покрова углекислоты по данным нейтронных измерений 181
7.3 Толщина сезонного покрова углекислоты на Марсе 183
7.4 Многомерная модель сезонного покрова 188
7.5 Измерение массы сезонных шапок Марса 189
7.6 Измерение плотности сезонного покрова 194
7.7 Выводы к главе VII 197
Заключение 200
Литература 205
- Физические условия генерации гамма и нейтронного излучения
- Поиск следов жидкой воды на поверхности Марса. Связанная вода в составе минералов
- Расчетная оценка зависимости потока нейтронов от содержания воды в верхнем слое поверхности Марса
- Оценка содержания воды в грунте на основе данных нейтронных измерений: постановка задачи
Введение к работе
АКТУАЛЬНОСТЬ ТЕМЫ
Изучение Марса является одним из приоритетных направлений в исследовании планет солнечной системы. В течение последнего десятилетия стартовало более десятка различных международных экспедиций к красной планете. Часть из них потерпело неудачу, некоторые наоборот полностью выполнили свои научные задачи и завершили работу, а остальные продолжают работать до сих пор, как на орбите вокруг Марса (Mars Global Surveoyr, Mars Odyssey, Mars Express), так и на его поверхности (Mars Exploration Rover Spirit и Mars Exploration Rover Opportunity). В результате этих наблюдений был накоплен большой объем данных и совершен качественный скачок в изучении красной планеты, который затронул такие области науки как геология, геохимия, климатология, теория атмосферы, гидросферы и криолитосферы. Тем не менее, еще остается целый ряд былых пятен, на изучение которых могут потребоваться многие годы.
Согласно современным представлениям Марс и Земля на ранней стадии эволюции развивались по похожему сценарию. Затем, возможно в результате глобальной катастрофы, Марс поменял теплый и влажный климат на современный сухой и холодный, утратив при этом большую часть атмосферы и всю поверхностную воду. Причины такого катаклизма, а также поиск ответа на вопрос, успела ли на Марсе зародиться биологическая жизнь, является предметом пристального интереса научного сообщества. Поэтому неудивительно, что одними из самых популярных и широко обсуждаемых тем, причем не только в научных кругах, являются поиск воды и жизни на краской планете.
Хотя современные климатические условия запрещают существование жидкой воды на поверхности Марса, гидрологические исследования Марса могут быть разделены сразу на несколько независимых научных направлений:
Первое направление касается изучения марсианской криолитосферы, представляющей собой распределение пластов водяного льда под поверхностью Марса.
Второе направление посвящено изучению распределения связанной воды (адсорбированная вода из марсианской атмосферы и вода химически связанная в структуре некоторых минералов) в приповерхностных слоях Марса на разных широтах.
Третье направление исследования затрагивает поиск и изучение структур грунта и рельефа, оставленных на поверхности Марса жидкой водой. Подобный поиск включает геохимический анализ в местах посадки спускаемых аппаратов (последние наблюдения марсоходов Spirit и Opportunity в кратере Гусева и заливе Меридиани), и изучение рельефных особенностей сформировавшихся на поверхности планеты в ходе гидрологической активности на ранних стадиях марсианской эволюции (системы долин и каналов, сформировавшихся миллиарды лет назад в гесперийский период). Кроме этого сравнительно недавно были обнаружены и "свежие" следы (возраст обнаруженных промоин составляет всего миллионы лет), оставленные водой кратковременно и под большим давлением выброшенной на поверхность из подземных резервуаров. Более подробно последние достижения науки в различных областях гидрологии Марса отражены главе II.
Поиск жизни на Марсе может являться следующим шагом, после того как будет построена детальная карта распределения водяных пластов в приповерхностных слоях грунта. Жизнь зарождается в воде, поэтому пристальный анализ полярных областей вечной водяной мерзлоты, а также низкоширотных областей с повышенным содержанием связанной воды может быть признан одним из приоритетных исследований посвященных поиску следов биологической жизни на Марсе.
Данная диссертационная работа посвящена элементному анализу состава поверхности Марса с помощью методов ядерной спектроскопии. Подобные методы (наблюдение гамма излучения планеты) применялись в марсианских исследованиях и раньше (наблюдения на советских межпланетных аппаратах "Марс" и "Фобос"), однако они носили локальный характер и не предоставили полной картины измерений для всей поверхности красной планеты. Что касается нейтронная спектроскопии, то до старта межпланетной миссии 2001 Mars Odyssey эта методика ни разу не применялась для анализа элементного состава марсианской поверхности. Тем не менее, длительное картографирование лунной поверхности показало перспективность подобных методов для изучения вечной мерзлоты, в состав которой может входить водяной лед. В этом плане Марс является гораздо более гидрологически активной планетой чем Луна, поэтому применение нейтронной спектроскопии для изучения поверхности красной планеты позволяет получить ряд важных результатов о распределении приповерхностной воды на высоком уровне значимости. Подробный анализ методов ядерной спектроскопии и научных результатов, полученных на их основе представлен в главе I.
ЦЕЛЬ РАБОТЫ
Основной целью диссертационной работы является применение методов ядерной спектроскопии для анализа приповерхностных слоев марсианского фунта. Особенное внимание уделено детальному анализу нейтронного альбедо красной планеты в разных спектральных диапазонах зарегистрированному в российском эксперименте ХЕНД.
Анализ нейтронного альбедо Марса может быть разделен на два базовых направления.
Первое направление основывается на изучение летней поверхности планеты. Главной целью такого исследования является построение глобальной карты Марса, показывающей распределение воды в приповерхностных слоях фунта на глубине нескольких метров.
Второе направление включает поиск сезонных изменений нейтронных потоков над полярными районами Марса, вызванных глобальным перераспределением атмосферной углекислоты между плюсами планеты. В ходе сезонного годового цикла при переходе между летом и зимой на приполярную поверхность планеты конденсируется до 25% полной массы марсианской атмосферы. Применение численного моделирования для обработки данных нейтронной спектроскопии позволяет определить массу и плотность сезонных отложений атмосферной углекислоты на разных участках поверхности красной планеты.
НАУЧНАЯ НОВИЗНА
Данная диссертация основана на наблюдениях, полученных в результате спектрометрии нейтронного альбедо Марса в российском эксперименте ХЕНД на борту КА 2001 Mars Odyssey. В ходе двухлетних наблюдений были получены новые, нигде ранее не опубликованные научные результаты.
Впервые методы нейтронной спектроскопии в разных энергетических диапазонах были применены для анализа элементного состава поверхности красной планеты в ходе орбитальных наблюдений. Длительная работа прибора ХЕНД позволила накопить большой объем наблюдений (>ЗГб), полностью покрывающий всю поверхность планеты.
Впервые была построена подробная карта Марса, содержащая распределение водяных пластов в приповерхностном (1-3 м) слое планеты. Были обнаружены огромные полярные районы (их площадь составляет десятки миллионов квадратных километров) ледяной мерзлоты, для которых относительное содержание водяного льда по массе составляет, десятки процентов. Кроме этого в умеренных широтах впервые были обнаружены антиподальные области с повышенным содержанием воды в грунте, доходящим до 12-15% по массе. Эти участки могут интерпретироваться либо как глинистые породы с высоким содержанием химически связанной воды, либо как остатки вечной мерзлоты, сохранившейся с прошлых эпох, когда климатические условия были вполне пригодными для того, чтобы обеспечивать накопление и сохранение ледяной мерзлоты в приповерхностных слоях марсианского фунта.
Впервые была построена модель приповерхностных слоев марсианского грунта, учитывающая распределение водяного льда и химически связанной воды. Кроме относительного содержания (массовая доля) Н20 было построено распределение водяных пластов по глубине. На разных широтах были получены оценки толщины верхнего сухого слоя.
Впервые были изучены вариации нейтронного альбедо Марса над полярными областями красной планеты, вызванные сезонным перераспределением атмосферной углекислоты между полюсами планеты. Обнаруженный эффект была настолько сильный, что на основе полученных данных можно было детально проследить эволюцию сезонного покрова осажденной атмосферной углекислоты не только с течением времени, но и на разных участках сезонных шапок, включая умеренные широты где толщина сезонного покрова составляет всего несколько сантиметров. Было проведено сравнение данных наблюдений ХЕНД с результатами прямых измерений толщины сезонного покрова, выполненных лазерным альтиметром MOLA установленным на борту марсианского орбитального аппарата Mars Global Surveyor. Высокая степень корреляции, обнаруженная между двумя типами данных не только подтверждает сезонный характер изменений нейтронного излучения Марса, но и указывает на сопоставимые оценки толщины снежного покрова полученные по этим двум экспериментам.
Впервые по данным длительной (1 полный марсианский год) нейтронной спектроскопии Марса была построена численная многомерная модель сезонных шапок красной планеты. Благодаря этой модели можно проследить за изменением поверхностной плотности сезонных отложений атмосферной углекислоты на данном участке поверхности при переходе осень-весна-зима. Применение этой модели позволило оценить массу снежного покрова, конденсирующегося полярной осенью и зимой на поверхность планеты в разных широтных поясах. По пику полного накопления были сделаны независимые оценки максимальной массы сезонных шапок Марса, которые согласуются с предсказаниями глобальной климатической модели GCM, созданной в исследовательском центре NASA им. Эймса. Сравнительный анализ результатов картографирования массы сезонного покрова (прибор ХЕНД) и прямых измерений его геометрической толщины (лазерный альтиметр MOLA) дал возможность оценить плотность замерзшей углекислоты на разных широтах в северном и южном полушарии. Полученные результаты указывают на то, что плотность сезонного покрова может варьироваться в зависимости от широты места.
Полученные результаты были независимо подтверждены данными других экспериментов, входящих в состав научной нагрузки КА 2001 Mars Odyssey. Прежде всего, это измерительный комплекс GRS (гамма спектрометр на основе высокочистого германия), возможности которого использовались для изучения элементного состава поверхности по анализу интенсивности ядерных линий основных породообразующих элементов. Кроме наблюдений GRS, результаты, полученные прибором ХЕНД были также подтверждены измерениями, выполненными с помощью нейтронного спектрометра NS, регистрирующего нейтроны в более низком энергетическом диапазоне, чем в эксперименте ХЕНД.
НАУЧНАЯ И ПРАКТИЧЕСКАЯ ЦЕННОСТЬ РАБОТЫ
Результаты наблюдений гамма излучения и нейтронного альбедо Марса еще раз доказали значение методов ядерной спектроскопии для изучения планет земной группы стойкими атмосферами.
В ходе многолетних измерений {они продолжаются до сих пор) на орбите вокруг Марса накоплен большой наблюдательный материал, который может быть востребован в различных областях науки, связанной с изучением Марса. В равной мере это относится к геологии, климатологии, гляциологии и даже сравнительной планетологии. Полученная информация об элементном составе марсианской поверхности может использоваться для коррекции современных гипотез, объясняющих эволюцию красной планеты.
Длительная нейтронная спектроскопия поверхности Марса (основанная в том числе и на данных российского эксперимента ХЕНД) подтвердила, что измерение нейтронных потоков в разных энергетических диапазонах является одним из самых чувствительных методов для определения содержания воды в приповерхностных слоях грунта. Полученные данные о содержании водяного льда и связанной воды могут использоваться для сравнения с данными других экспериментов для построения полной картины эволюции марсианской гидросферы и криолитосферы. Данные орбитального картографирования поверхности планеты являются отправной точкой для возможных сравнений с данными экспериментов на поверхности, выполненных в ходе таких межпланетных миссий как Mars Pathfinder и Mars Exploration Rovers (американские марсоходы Spirit и Opportunity). Кроме этого, созданы все предпосылки для построения трехмерной картины марсианской криолитосферы на основе сравнительного анализа результатов нейтронной спектроскопии марсианской поверхности и данных глубинного зондирования (на глубину вплоть до нескольких километров) с помощью радаров, установленных на КА Mars Express и Mars Reconnaissance Orbiter.
Поиск воды и жизни неразрывно связаны между собой. Известно, что водная среда наиболее благоприятна для зарождения биологической жизни. Вполне возможно, что в толще водяной мерзлоты, обнаруженной на полюсах Марса, могли сохраниться марсианские бактерии. Поэтому на основе карты распределения воды/водяного льда в приповерхностных слоях Марса, полученной в ходе анализа данных эксперимента ХЕНД, можно планировать места посадок спускаемых аппаратов, на борту которых установлена специальная аппаратура для поиска простейших форм жизни.
В ходе наблюдений на борту КА 2001 Mars Odyssey было показано, что с помощью ядерных методов можно эффективно изучать марсианский сезонный цикл С02. Был получен ряд важных оценок массы и плотности сезонного покрова СОг, осаждаемого на поверхность планеты, которые могут быть использованы для модернизации современных климатических моделей Марса и более полного понимания эволюции планеты.
В результате анализа данных наблюдений гамма излучения и нейтронного альбедо Марса созданы уникальные методики обработки данных и построен целый ряд численных моделей, которые могут быть применены для обработки данных ядерной спектрометрии других планет земной группы. Наиболее осязаемые перспективы в этой области связаны с исследованиями Меркурия (ближайшая к Солнцу планета). Недавно к этой планете стартовал межпланетный американский космический аппарат Messenger, включающий прецизионный гамма спектрометр и нейтронный спектрометр. Кроме этого в конце этого десятилетия начнется еще одна экспедиция к Меркурию (BepiColombo), организованная Европейским Космическим Агентством (ESA). На орбитальном аппарате, входящем в состав этой экспедиции, также будет установлен измерительный комплекс MGNS для измерения гамма излучения и нейтронного альбедо меркурианской поверхности.
ПЛАН ДИССЕРТАЦИИ
Диссертация состоит из введения, семи отдельных глав и заключения.
В первой главе описаны основные принципы ядерной спектроскопии планет солнечной системы. Кроме этого в этой главе кратко представлены результаты наблюдений гамма излучения и нейтронного альбедо Марса и Луны, полученные в ходе многолетней истории изучения планет солнечной системы с помощью автоматических межпланетных станций.
Вторая глава посвящена гидрологии Марса. В ней описываются последние научные достижения, посвященные поиску следов жидкой воды, анализу содержания связанной воды в марсианском грунте и изучению криолитосферы. Во вторую главу также добавлено описание последних наблюдений на марсоходах Spirit и Opportunity.
В третьей главе содержится описание эксперимента ХЕНД, его основных целей и задач.
В четвертой главе описаны результаты наблюдений летней поверхности Марса, свободной от сезонных отложений атмосферной углекислоты. Совокупность всех наблюдений, использованных для анализа в этой главе, получена в рамках российского эксперимента ХЕНД. Основу этой главы составляет анализ карты нейтронных потоков Марса, отражающих распределение водосодержащих слоев в приповерхностном фунте планеты.
В пятой главе представлена структурная модель марсианского грунта, построенная на основе анализа и численного моделирования данных эксперимента ХЕНД. Основное внимание здесь уделено оценке относительного содержания воды в верхних слоях фунта и глубине залегания водяных пластов.
Шестая глава посвящена изучению сезонных вариаций нейтронного альбедо Марса. Здесь показано, что временной анализ сезонного профиля потока эпитепловых нейтронов наблюдаемых над полярными областями Марса, является высокочувствительным инструментом для изучения глобального перераспределения атмосферной углекислоты между полюсами Марса.
В седьмой главе описана численная модель сезонных отложений атмосферной углекислоты. На основе этой модели сделаны оценки массы и, плотности снежного покрова С02 на разных участках сезонных шапок Марса.
В заключении приведены результаты выносимые на защиту и их апробация.
Физические условия генерации гамма и нейтронного излучения
Основная причина возникновения вторичного гамма-излучения и нейтронного альбедо от поверхности планет связана с облучением планеты потоком космических гамма-лучей. Гамма-излучение возникает из-за того, что ядра породообразующих элементов переходят из возбужденного состояния в основное с излучением гамма-кванта. В дальнейшем, прежде чем попасть на орбиту и быть зарегистрированным измерительной аппаратурой, этот гамма-квант может с некоторой вероятностью рассеяться или поглотиться в приповерхностном слое грунта или в атмосфере. При рассеянии на ядрах среды гамма-излучение перерабатывается в область низких энергий, увеличивая значение фона и уменьшая отношение си гнал /шум в самих ядерных гамма-линиях. Последний фактор играет важную роль, так как увеличение толщины атмосферы может привести к полному поглощению гамма и нейтронного излучения. Такая ситуация реализуется на Земле, где толщина атмосферы может быть оценена как 1000 г/см2. На Марсе средняя толщина атмосферы составляет всего 15 г/см2. Таким образом, предоставляется возможность использования гамма-спектроскопии для изучения поверхности планеты. Однако, в этом случае возникает существенное ослабление потока гамма и нейтронного излучения, регистрируемого на орбите Марса. Так, полезный гамма-сигнал, который доходит до орбитального аппарата, составляет около 25% для энергий 0.5 МэВ и 65% для энергий выше 5 МэВ, если предположить, что распространение гамма-излучения происходит по нормали к поверхности (Boynton et al., 2004). Кроме этого, необходимо учитывать, что на самом деле гамма-излучение собирается с огромных областей на поверхности планеты в условиях, когда гамма-лучи приходят в детектор под разными углами. Этот эффект приводит к тому, что, например, реальная доля гамма-излучения, которая наблюдается на марсианской орбите высотой 400 км, составляет всего 7% на энергиях 0.5 МэВ и 30% на энергиях выше 5 МэВ. Тем не менее, несмотря на этот недостаток, приводящий к существенному ослаблению полезного сигнала, можно увидеть и положительную сторону в наличии планетарной атмосферы. Гамма и нейтронные спектрометры являются всенаправленными приборами, пространственное разрешение которых приблизительно определяется высотой орбиты. Атмосфера же является естественным коллиматором, существенно сужающим поле зрения гамма и нейтронного спектрометра, а значит, увеличивающим пространственное разрешение.
Кроме космических лучей другой причиной возникновения гамма-излучения от поверхности планеты является наличие химических элементов с естественной радиоактивностью. Некоторые элементы имеют период полураспада достаточно большой, чтобы сохраниться с тех пор, как они образовались в результате ядерного синтеза 4.6 10э лет назад. Например, изотоп калия 40К имеет период полураспада 1.25x109 лет. При распаде 40К образуется 40Аг в возбужденном состоянии, ядро которого в дальнейшем переходит в основное состояние с излучением гамма-линии с энергией 1.461 МэВ. К другим химическим элементам с естественной радиоактивностью, которые могут быть обнаружены в результате гамма-спектроскопии поверхности, относятся торий и уран. Некоторые изотопы, образующиеся в процессе цепочек распада этих элементов, излучают гамма-линии. Например, торий может быть обнаружен по гамма-линии 2.615 МэВ, излучаемой одним из продуктов распада 20aTI. Кроме этой гамма-линии существуют еще несколько сильных гамма линий, возникающих в процессе распада 232Тп. В цепочке распада 238U наибольшие потоки гамма-излучения фиксируются в гамма-линиях 1.764,1.120, и 0.609 МэВ.
При облучении поверхности планеты частицами космических лучей возбужденные ядерные состояния основных породообразующих элементов могут образовываться несколькими способами. В результате непосредственного взаимодействия высокоэнергетичных протонов космических лучей с материалом поверхности образуются вторичные нейтроны высоких энергий до 10-15 МэВ. Выходя на поверхность, они возбуждают ядра химических элементов, присутствующих в верхних приповерхностных слоях толщиной в несколько десятков сантиметров. Эти процессы описываются двумя основными типами ядерных реакций.
К первому типу относится неупругое рассеяние быстрых нейтронов (1-15 МеВ) на ядрах среды. Например, ядро 28Si имеет первое возбужденное состояние с энергией 1.78 МэВ, и любой нейтрон с энергией больше чем 1.843 МэВ может возбудить 28Si до этого уровня. В результате перехода с этого уровня в основное состояние образуется линия гамма-излучения 1.78 MeV. Реакции такого типа обозначаются как 28Si(n, ny)28Si. Если нейтрон, налетающий на ядро 28Si, имеет достаточно большую энергию (выше 3 МэВ), могут реализовываться и другие типы неупругих взаимодействий (такие как, например, реакция 28Si(n,a)25Mg). А нейтрон с энергией выше чем 11.7 МэВ при взаимодействии с ядром 28Si приведет к образованию не только альфа частицы но и ядра 24Мд, находящегося в первом возбужденном состоянии, при переходе из которого излучается гамма-линия 1.369 МэВ. Кроме распада элементов в результате естественной радиоактивности и неупругих рассеяний быстрых нейтронов на ядрах среды другим источником гамма-излучения планеты являются реакции нейтронного захвата. Многие элементы имеют большие сечения захвата тепловых нейтронов. В большинстве случаев, после того как поглощается нейтрон низкой энергии, излучается одна или несколько гамма-линий. Например, поиск титана на Луне осуществлялся по гамма-линиям 6.418 и 6.760 МэВ, которые возникают в реакции 4аТі(п,у)49Ті. Гамма-линии с энергиями 7.631 и 6.646 МэВ, соответствующие такому химическому элементу как железо, возникают при захвате нейтрона ядром 56Fe. Вообще говоря, химические элементы, которые можно отождествлять по гамма-линиям излучаемым в процессах нейтронного захвата, должны иметь не только большое сечение захвата нейтрона, но и излучать гамма-лучи в жесткой области спектра. Применительно к Марсу к таким элементам, например, относятся хлор (6.111 МэВ) и водород (2.223 МэВ). С другой стороны, гадолиний имеет большое сечение нейтронного захвата, но все его гамма-линии лежат в низкоэнергетичной области спектра, что сильно затрудняет его поиск.
По потокам гамма-лучей возникающих в процессе нейтронного захвата очень трудно восстанавливать реальную концентрацию того или иного элемента. Это связано с тем, что такие процессы очень сильно зависят от термализации и транспорта быстрых нейтронов. Например, присутствие даже небольшой массовой доли водорода приводит к резкому увеличению потока тепловых нейтронов. В таких случаях нужно использовать не абсолютные, а относительные концентрации, которые впоследствии нормировать на абсолютные концентрации химических элементов, полученные другим способом. В качестве последних можно использовать железо и кремний. Их концентрация может быть определена не по линиям нейтронного захвата, а по гамма-излучению, возникающему в процессах неупругого рассеяния. В общем случае количественное определение концентрации того или иного элемента определяется по интенсивности спектральных линий, принадлежащих этому элементу, но при этом необходимо учитывать, что интенсивность линий зависит не только от количества атомов данного элемента, но и от спектральной плотности потока вторичных нейтронов, возбуждающих атомы.
Поиск следов жидкой воды на поверхности Марса. Связанная вода в составе минералов
Поиск следов жидкой воды по данным фотосъемки. Современные климатические условия на Марсе (отрицательные температуры, низкое атмосферное давление) препятствуют существованию жидкой воды на поверхности планеты. Тем не менее, вполне вероятно, что в начале своей эволюции Марс был теплым и влажным, а по его поверхности текли реки, существовали моря, или даже океан (Parker et al, 1989,1993; Baker et al., 1991, 1992; Head et al., 1999). Это означает, что с прошлых эпох должны были сохраниться характерные особенности рельефа, сформировавшиеся в водной среде при протекании огромных объемов жидкости. Указания на существование таких форм рельефа на красной планете (гигантские каналы, системы долин) были получены еще во время первых марсианских миссий (американские аппараты Mariner и советские межпланетные станции Марс), которые были потом дополнены в ходе наблюдений на аппаратах Viking 1,2 и Mars Global Surveyor. Одним из важных указаний на то, что северные провинции Марса были когда-то заполнены водой, является обнаружение рельефных особенностей, по своей структуре напоминающих береговую линию океана (Parker et al, 1989, 1993). Причем современные наблюдения, сделанные лазерным альтиметром MOLA на борту орбитального аппарата Mars Global Surveyor, показывают, что, по крайней мере, одна из предполагаемых береговых линий лежит вдоль границы с постоянной высотой поверхности. Этот наблюдательный факт может интерпретироваться как важное свидетельство в пользу возможного длительного существования океана на северных равнинах. Самым простым объяснением в данном случае является равномерная эрозия грунта, покрытого большим объемом жидкости, находящейся в гидростатическом равновесии (Head et al., 1998,1999). Первое появление и активное образование гигантских марсианских каналов относят к позднему гесперийскому периоду, что приблизительно соответствует середине полной эволюции планеты. Это, однако, не ограничивает временные рамки периода, когда возникли наиболее благоприятные условия для возникновения марсианского океана на северных равнинах. Существует ряд детальных исследований, утверждающих, что климатические и геологические условия на Марсе вполне подходили для возникновения северного океана в самом начале эволюции планеты (Clifford and Parker 1999, 2001).
Существование океана на северных равнинах Марса до сих пор является предметом спора, поскольку начальные периоды эволюции красной планеты слишком плохо изучены, чтобы делать однозначные выводы о геотермальных условиях, обуславливающих стабильное существование северного океана в течение долгого времени. Тем не менее, можно предположить, что вплоть до наших дней под поверхностью планеты сохранились достаточно большие водные резервуары, из которых под давлением жидкая вода может вырываться на поверхность планеты, оставляя после себя русла маленьких рек и каналов.
В связи с этим очень больший резонанс вызвали, полученные несколько лет назад фотографии мелких форм рельефа поверхности красной планеты, сделанные орбитальной камерой МОС, установленной на борту американской орбитальной миссии Mars Global Surveyor (Malin and Edgett, 2000). Этот прибор позволяет получать снимки поверхности очень высокого качества с разрешением порядка нескольких метров на один пиксел изображения. Подобная четкость дает возможность разрешать отдельные структуры рельефа, которые не были видны в предыдущих фотосъемках поверхности планеты. Главным открытием, сделанным на основе анализа полученных фотографий, было заключение о том, что промоины, обнаруженные на поверхности Марса, могли образоваться в результате кратковременных выбросов сравнительно больших объемов жидкой воды из подповерхностных водяных линз. Более того, анализ рельефа местности показал, что по геологическим меркам это довольно молодые образования. Их возраст может составлять не более нескольких миллионов лет. Это значит, что подповерхностная гидрологическая активность на красной планете, по всей видимости, происходит и по сей день.
С помощью орбитальной камеры МОС (Martian Orbital Camera) с момента начала миссии Mars Global Surveyor было получено несколько десятков тысяч фотографий поверхности Марса с разрешением от 1.5 м до 12 м на пиксел. Характерный размер области, наблюдаемой в рамках одной фотосъемки, составлял от одного до трех километров в поперечнике. В результате целенаправленного анализа полученных фотографий были отобрано около сотни мест на поверхности Марса, где сфотографированные рельефные особенности рассматривались как русла маленьких рек, возникших в результате выброса жидкой воды на поверхность планеты. Наиболее яркие особенности, имеющие четко выраженную структуру, были опубликованы в статье Malin and Edgett 2000 как свидетельства в пользу недавней гидрологической активности на поверхности красной планеты.
Обнаруженные промоины, как правило, возникают на внутренних стенках ударных кратеров (около трети всех наблюдений) или на стенках глубоких ложбин в южной полярной зоне (около четверти всех наблюдений). Кроме того, подобные особенности были обнаружены на стенах двух основных систем долин Nirgal Vallis и Dao Vallis: Наблюдения также показали, что около половины всех случаев находятся на южных склонах, и только 20% - на северных.
Расчетная оценка зависимости потока нейтронов от содержания воды в верхнем слое поверхности Марса
Целью эксперимента ХЕНД является построение глобальных карт излучения нейтронов с поверхности Марса в разных диапазонах энергий: от эпитепловых нейтронов с энергиями выше 1 эВ до нейтронов высоких энергий в районе 10-15 МэВ. Первые измерения показали, что прибор обладает достаточно высокой чувствительностью, которая позволяет успешно решать поставленную задачу: темп счета нейтронов от Марса на орбите существенно превышает локальный фон космического аппарата и фон от неба. Однако данные измерений на орбите отображают плотность потока нейтронов над марсианской атмосферой, и они должны быть подвергнуты достаточно сложной процедуре обработки для их преобразования в карту потока нейтронов на поверхности. Эта процедура должна включать учет угловой и спектральной зависимости функций отклика детектора прибора, состав и пространственное распределение вещества космического аппарата, локальную толщину атмосферы, высоту места и диаграмму направленности нейтронов на поверхности.
Полученные карты нейтронного излучения Марса характеризуют пространственные вариации потока нейтронов над атмосферой на высоте орбиты КА Mars Odyssey около 400 км. Эти карты приводят абсолютные величины потока нейтронов на поверхности в различных областях Марса. Атмосфера Марса практически прозрачна для нейтронов. Численные расчеты показали, что изменения поверхностной плотности атмосферы от 5 до 25 г/см2 около среднего значения 15 г/см2 могут изменить поток выходящих нейтронов всего на ±15% относительно среднего значения. Данные измерений с орбиты указывают на гораздо большие вариации потока нейтронов над разными участками поверхности Марса (см. ниже), поэтому на данном этапе эффектами атмосферы можно пренебречь.
Очевидно, что данные орбитальных измерений также содержат вклад от локального фона космического аппарата. Дело в том, что космический аппарат, так же как любое массивное тело в космическом пространстве, под воздействием космических лучей создает вторичное ядерное излучение. В представленных ниже картах локальный фон космического аппарата в первом приближении исключен. Этот фон был измерен на этапе перелета и аэроторможения Одиссея, когда аппарат двигался соответственно по межпланетной и по сильно вытянутой эллиптической орбите. При приближении аппарата к Марсу планета затеняет часть потока космических лучей, и локальный фон аппарата от прямого воздействия космических лучей соответственно уменьшается. В качестве оценки локального фона на орбите принималась величина фона на большом удалении от Марса, умноженная на 1-&/4л, где О - телесный угол Марса из точки на орбите.
Очевидно, что локальный фон аппарата также содержит компоненту "обратного рассеяния", которая возникает под воздействием потока нейтронов от Марса, Эта компонента достаточно мала и может быть учтена на последующем этапе перехода от карты "орбитальных измерений" к карте яркости излучения поверхности. Ее можно включить в функцию отклика прибора, как эффект вторичного рассеяния нейтронов от Марса в веществе прибора и космического аппарата.
Представленные карты (рис. 4.3-4.4) построены на основе разбиения сферы орбитального движения на элементы поверхности (пикселы) с размером 2 по широте и 2 по долготе с последующим сглаживанием с использованием фильтра высокого разрешения. Эти элементы имеют форму квадрата на экваторе 120 км на 120 км, и их линейный размер по долготе уменьшается при смещении к полюсам пропорционально косинусу широты. Каждому элементу карты сопоставляется суммарное накопленное число отсчетов нейтронов и суммарное время экспозиции, в течение которого аппарат находился в пределах данного пиксела. Отношение накопленного числа отсчетов ко времени экспозиции равно темпу счета нейтронов для данного пиксела.
Линейное "сжатие" пространственных элементов при увеличении широты уменьшает время однократной экспозиции при пролете аппарата по орбите "через" пиксел, однако этот эффект компенсируется повышением частоты пролета аппарата в пределах каждого пиксела. Поэтому при однородном потоке нейтронов с поверхности во всех пикселах карты будет накоплена примерно одинаковая статистика отсчетов за одинаковое время экспозиции.
Пространственное разрешение для измерения переменности потока нейтронов на поверхности определяется не размером выбранных пикселов, а физическими условиями регистрации потока нейтронов, выходящих на высоту орбиты аппарата около 400 км через атмосферу. Ослабление потока нейтронов в атмосфере существенно зависит не только от угла между вектором скорости и направлением в зенит, но и от энергии нейтронов. Первые результаты численного моделирования показали, что ослабление быстрых нейтронов существенно больше чем эпитепловых. Что касается пространственного разрешения, то предварительные оценки показали, что участок поверхности с которого "собирается" нейтронное излучение может составлять 10x10 градусов или примерно 600 км по одному линейному размеру (Prettyman et al., 2003).
Поэтому представленные ниже карты орбитальных измерений, хотя и имеют высокое пространственное разрешение, позволяют получить только усредненную оценку содержания воды с пространственным разрешением на экваторе в десятки километров, в котором "замешано" нейтронное излучение из соседних пикселов. Очевидно, что содержание воды в локальных областях меньшего размера может быть гораздо меньше или гораздо больше этого среднего значения. Вообще говоря, только на основе орбитальных нейтронных измерений невозможно различить случаи с однородным содержанием воды в наблюдаемой области от случая, когда в район сухого грунта вкраплены локальные области с очень высоким содержанием водяного льда. Аналогично, по данным орбитальных измерений невозможно однозначно восстановить распределение воды по глубине наблюдаемого слоя с толщиной 1-2 метра. Модель распределения воды в грунте может быть построена на основе измерений нейтронов с различными энергиями, но и этих данных недостаточно для однозначного определения глубины залегания водяных слоев. Поэтому при обсуждении полученных результатов следует различать данные прямых измерений и . оценки полученной на основе их модельно-зависимой интерпретации.
Указанные трудности интерпретации данных не уменьшают на наш взгляд интерес обсуждения первых результатов орбитальных измерений нейтронного потока от Марса. Во-первых, было установлено, что вариации потока нейтронов от различных участков поверхности Марса очень велики и составляют около порядка величины, поэтому точности орбитальных измерений вполне достаточно для вывода о присутствии в грунте Марса больших масс воды. Во-вторых, выводы о составе и влажности фунта делаются на основе совместного анализа данных всех трех инструментов комплекса GRS проекта 2001 Mars Odyssey, что также повышает их научную достоверность. Наконец, в третьих, данные нейтронных измерений необходимо анализировать с учетом всей совокупности геофизических и геохимических данных наблюдений Марса, что также обеспечивает высокую достоверность полученных результатов.
Оценка содержания воды в грунте на основе данных нейтронных измерений: постановка задачи
В табл. 5.3 приведены результаты оценок содержания воды в четырех районах с пониженным потоком эпитепловых нейтронов, расположенных на низких широтах - южной части равнины Эллады, северной и южной областей земли Аравии и формации борозды Медузы. Исходя из опыта анализа данных измерений для северного и южного высокоширотных районов ледяной мерзлоты мы использовали обе модели фунта - однородную модель с переменным содержанием льда воды и двухслойную модель с сухим слоем на поверхности. Оказалось, что во всех четырех случаях обе модели обеспечивают хорошее согласие с данными нейтронных измерений. При этом важно отметить, что для четырех различных районов каждая из этих двух моделей дает примерно совпадающие оценки (табл. 5.3). Так, согласно однородной модели, содержание воды в грунте четырех районов составляет 4.3 - 5.2% по массе. Согласно двухслойной модели, содержание воды в нижнем слое примерно в 2 раза выше и составляет C own = 9-10% по массе, причем толщина верхнего относительно сухого слоя примерно совпадает во всех четырех районах и составляет hup .= 26-32 г/см2.
Тот факт, что уровни достоверности однородной модели и двухслойной модели фунта оказались сопоставимы, и что в обоих случаях эти уровни допускают принятие обеих моделей, означает, что наблюдательные данные, представленные для тестирования этих моделей не обладают достаточной полнотой для возможности выбора между ними. Следует напомнить, что для тестирования однородной модели использовались 4 независимые измерения нейтронов: отсчеты с трех пропорциональных счетчиков 3Не и суммарное число отсчетов во всех каналах сцинтилляционного детектора. Для проверки двухслойной модели отсчеты сцинтилляционного детектора были разделены на два энергетических промежутка от 0.85 МэВ до 2.5 МэВ и выше 2.5 МэВ. Для решения проблемы "неразличимости" однородной и двухслойной моделей было решено протестировать однородную модель на основе данных пяти независимых измерений, когда отсчеты в сцинтилляторах использовались независимо для двух указанных промежутков.
Оказалось, что значения содержания воды практически не изменились, но значения минимумов функционала (1) существенно увеличились. Вероятности принятия модели однородного фунта при использовании пяти независимых измерений с отдельным каналом для нейтронов высоких энергий выше 2 МэВ оказались гораздо ниже (указаны в скобках в табл. 5.3), чем вероятности принятия двухслойной модели, оцененные по этим же пяти измерениям. Выделение в отдельный сигнал нейтронов с энергиями выше 2.5 МэВ может качественно изменить результат проверки однородной модели грунта в связи с тем, что эти нейтроны возникают непосредственно у самой поверхности на глубине около 10 см, и поэтому наличие или отсутствие верхнего сухого слоя проявляется сильнее всего именно для этих нейтронов. При использовании отсчетов из всего энергетического интервала измерений 0.85 МэВ в сцинтилляционном детекторе расчеты и измерения сопоставляются для гораздо более толстого слоя поверхности. Это приводит к тому, что различие между однородной и двухслойной моделями становится незаметным. Таким образом, результаты численного моделирования, приведенные в табл. 5.3 для однородной модели, находятся на границе принятия решения об отказе от гипотезы однородного слоя, если вычисления основываются на использовании данных для пяти независимых измерений, включающих отсчеты для нейтронов с энергиями выше 2.5 МэВ. Поэтому в качестве оценки содержания воды для указанных низкоширотных районов лучше использовать оценки, полученные на основе двухслойной модели грунта (табл. 5.3).
Сравнение областей на умеренных широтах показывает, что существует заметный скачок в 4-5 раз между содержанием воды около 2% по массе в однородном фунте "сухих" районов равнины Аргир и северной части равнины Эллада и содержанием воды 9-10% по массе в нижнем слое двухслойного грунта районов земли Аравия, южной части равнины Эллада и формации борозд Медузы. При этом следует учесть, что содержание воды в верхнем слое грунта указанных "влажных" районов оказывается сравнимо с содержанием воды в грунте "сухих" районов. Можно предположить, что на умеренных широтах в приповерхностном грунте могут существовать две различные формы воды: вода "сухого" грунта с количеством около 2-3% по массе, которая может присутствовать на всех глубинах и непосредственно до самой поверхности, и вода "влажного" Фунта, которая может составлять по массе 9% и которая может находиться на глубинах не менее 30 г/см2.
Оценки содержания воды в разных районах Марса на умеренных широтах имеют характерные значения в интервале 2-3% и в интервале около 10%. Мы практически не наблюдаем значений от 4 до 9%. Это приводит к выводу, что указанные интервалы содержания воды связаны с различными физическими условиями ее накопления и присутствия в грунте.
Известно, что в тех приэкваториальных районах Марса, где водяной лед в Фунте существовать не может, вода может присутствовать в форме физически связанной (адсорбированной) воды и в форме химически связанной воды. Адсорбированная вода может попасть в грунт вследствие конденсации из атмосферы, а для объяснения присутствия химически связанной воды требуется предположить, что в этом месте существовали специальные условия с высоким содержанием воды, когда минералы грунта могли поглотить молекулы воды (гидратация). Для объяснения содержания воды в верхнем слое 2-3% по массе можно поставить вопрос: является ли достаточным процесс взаимодействия с атмосферой или требуется предположение о процессе гидратации минералов грунта в прошлом в условиях их непосредственного соприкосновения с водой? Известно, что максимальная оценка содержания адсорбированной воды в грунте соответствует нескольким процентам по весу (Mohlmann, 2002). В этом случае предположение о процессе гидратации минералов на поверхности Марса не является необходимым. Также существуют другие оценки, соответствующие гораздо меньшей величине содержания адсорбированной воды менее 0.1% по массе (см., например, Базилевский и др., 2003). В этом случае для объяснения содержания воды 2-3% по массе в верхнем слое планеты процессы гидратации минералов являются необходимыми, и современные теории эволюции климата должны предусмотреть наличие таких условий в прошедшей истории климата Марса.
Количество воды около 10% по массе в нижнем слое на глубине более 30 г/см2, вероятно, слишком велико для конденсации из современной атмосферы. Кроме этого, чтобы сконденсироваться из атмосферы и адсорбироваться на такой глубине, вода должна была бы "наполнить" верхние слои грунта, которые, как установлено, являются относительно сухими. Поэтому вода в нижнем слое может быть либо химически включенной в молекулы вещества фунта, либо присутствовать там в форме свободного льда. Выбор между этими двумя возможностями может быть сделан из анализа условий накопления воды в той или иной форме в исследуемом районе. Для этого необходимо получить из наблюдений оценку максимального содержания воды в нижнем слое фунта.
Район земли Аравия достаточно велик по сравнению с масштабом пространственного разрешения на поверхности планеты. В этом районе была выбрана совокупность тестовых участков с размерами 4х4, которые были независимо исследованы в рамках двухслойной модели грунта. Во всех случаях эта модель оказалась совместимой с наблюдательными данными и позволила оценить параметры грунта. Оказалось, что участок с координатами центра 10 с.ш. и 30 в.д. имеет самую высокую оценку содержания воды в нижнем слое фунта, составляющую около 16% по весу. При этом оценка толщины верхнего относительно сухого слоя составляет 29 г/см2. Данная толщина сухого слоя хорошо согласуется со значением, полученным для всего района северной части земли Аравия, поэтому высокое содержание воды нельзя отнести на неопределенность модельно-зависимой оценки.
Похожие диссертации на Исследование ядерного излучения Марса на основе данных, зарегистрированных российским прибором ХЕНД, установленным на борту КА 2001 Mars Odyssey
