С запуском на орбиту вокруг Марса орбитального аппарата 2001 Mars Odyssey появилась возможность измерить с высокой точностью массы сезонных шапок и оценить динамику изменения сезонных отложений на разных участках планеты. Такая возможность связана с использованием на борту КА научного комплекса аппаратуры Гам
На основе огромного объема наблюдательных данных полученных с разных марсианских миссий были построены глобальные климатические модели, описывающие, в том числе и сезонные изменения на Марсе. Наблюдаемые сезонные изменения границ полярных шапок, вариации атмосферного давления неплохо укладываются в рамки построенных климатических моделей. Однако такие параметры как масса и плотность сезонного покрова, определялись не путем прямых измерений, а с помощью многоступенчатой обработки данных использующей сложные математические модели. Точность самих измерений, а также неопределенность в выборе тех или иных моделей в конечном итоге приводят к большой ошибке полученных результатов. Одним из основных способов получения оценок массы, и плотности сезонного покрова углекислоты до сих пор являлся совместный анализ данных лазерного сканирования поверхности (эксперимент МОLА) и данных описывающих изменения траектории космического аппарата вследствие перераспределения массы сезонных отложений. Первый эксперимент предоставляет данные о толщине сезонного покрова, второй - данные по высокоточным измерениям параметров орбиты, которые позволяют определить динамику полной массы сезонных отложений в разных полушариях. Сравнение двух типов данных позволяет приблизительно оценить плотность сезонного покрова СО2.
Длительный мониторинг в видимом и инфракрасном диапазонах (эксперименты IRTM, TES, MOC на американских марсианских миссиях) c орбиты Марса позволил определить состав и динамику изменения границ сезонных шапок в течение полного марсианского года. Кроме этого, использование лазерного высотомера МОЛА установленного на борту космического аппарата Mars Global Surveyor позволило грубо оценить (точность измерения ~20 см) толщину покрова сухого льда. Было показано, что она меняется от 5 -15 см на низких широтах до величин 1 - 1.5 м ближе к полюсам Марса.
Сезонные отложения атмосферной углекислоты покрывают огромные территории на поверхности планеты. Они могут простираться вплоть до 50 - 60 параллели на севере и юге, покрывая толстым покровом десятки миллионов квадратных километров. Рост и отступление сезонных шапок на Марсе 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 началось изучение красной планеты межпланетными автоматическими миссиями.
Атмосфера Марса состоит из 95.5% углекислого газа, 2.7% азота, 1.6% аргона и незначительной примеси других газов. Смена сезонов на Марсе сопровождается перераспределением атмосферной углекислоты между полюсами планеты. В течение осени на каждом полушарии планеты наступает момент, когда температура опускается ниже точки замерзания углекислоты. После этого углекислый газ начинает конденсироваться на поверхность планеты. Конденсация углекислоты продолжается в течение всей осени и заканчивается глубокой зимой, формируя сезонную полярную шапку. С началом весны сезонный покров СО2 начинает испаряться, и полностью пропадает к началу лета, открывая постоянные полярные шапки. Учитывая, что сезоны в разных полушариях планеты идут в противофазе, можно одновременно наблюдать, как атмосферная углекислота конденсируется на одном полюсе и испаряется в атмосферу на другом полюсе планеты. Относительное изменение давления и массы марсианской атмосферы в этом глобальном процессе достигает ~ 25%. Изменение атмосферного давления определяется сложным балансом процессов испарения и конденсации на северном и южном полюсах. Казалось бы, оно не должно меняться в течение марсианского года, так как испарение углекислоты на одном полюсе должно компенсироваться конденсацией на другом, однако такого не происходит. Наблюдаемые вариации атмосферного давления вызваны сильной эллиптичностью марсианской орбиты, когда количество солнечного тепла получаемого поверхностью летом существенно разнится для разных полушарий планеты.
Схематичная иллюстрация смены сезонов на Марсе показана на рисунке 1. Здесь показаны четыре положения планеты, соответствующие весеннему равноденствию (начало весны в северном полушарии), летнему солнцестоянию (полярный день на северном полюсе), осеннему равноденствию (начало осени в северном полушарии) и зимнему солнцестоянию (полярная ночь на северном полюсе). Для отсчета марсианских сезонов используется понятие солнечной долготы (Ls), которая определяется как угол, отсчитываемый от воображаемой лини Марс Солнце наблюдаемой во время весеннего равноденствия. При таком выборе точки отсчета изменение Ls от 0 до 90 градусов соответствует северной весне, 90 180 градусов северному лету, 180 270 градусов северной осени и, наконец, временной отрезок на котором Ls меняется от 270 градусов до 360 градусов соответствует зимнему сезону в северном полушарии.
Рис. 1. Иллюстрация смены сезонов на Марсе. На рисунке представлены четыре положения планеты соответствующие началу весны (Ls=0о), лета (Ls=90о), осени (Ls=180о) и зимы (Ls=270о) для северного полушария.
Марсианская орбита характеризуются гораздо большим эксцентриситетом при котором в течение одного марсианского года расстояние от Солнца меняется от 1,36 астрономической единицы (1 астрономической единица равна расстоянию между Землей и Солнцем) до 1,64 астрономической единицы. Такое сильное различие вносит дополнительный фактор, влияющий на различие между одинаковыми сезонами в северном и южном полушариях планеты. Северное лето/зима и южное лето/зима на Марсе начинаются, когда расстояние между Солнцем и Марсом отличается почти на 20%, что приводит к совершенно разным условиям солнечного облучения поверхности.
Температура поверхности планеты зависит от количества солнечного света попадающего на эту поверхность. Наклонение оси вращения приводит к тому, что угол, под которым солнечные лучи падают на поверхность планеты, меняется в течение года. Наиболее ярко это проявляется для полярных областей, для которых количество получаемого солнечного тепла существенно меняется в течение планетарного года (одного оборота вокруг Солнца). На Марсе, так же как на Земле, существуют такие промежутки времени, когда полярные области полностью скрыты от солнечного света (полярная ночь) или, наоборот, когда их облучение солнечным светом максимально (полярный день). Кроме этого, смена времен года для них происходит в противофазе: в то время как в одном полушарии царит лето, в другом продолжается зима.
Годовые колебания температуры (сезонные изменения) на Марсе вызваны наклонением оси вращения планеты и эллиптической формой орбиты, по которой Марс обращается вокруг Солнца. Это отличается от земной ситуации, где смена времен года полностью определяются наклонением оси вращения планеты. Расстояние между Солнцем и Землей меняется незначительно, так как земная орбита почти круговая.
В статье представлены результаты двухлетних наблюдений сезонных шапок Марса, основанные на данных нейтронной спектроскопии поверхности российским прибором ХЕНД установленным на борту космического аппарата NASA 2001 Mars Odyssey.
Институт космических исследований РАН
к.ф.-м.н. М.Л. Литвак, д.ф.-м.н. И. Г. Митрофанов
Российский космический прибор ХЕНД измерил толщину марсианского снега
| | | | | | | | | |
Секция Совета РАН по космосу
Вход в систему не произведен /
Солнечная система: Адрон
Комментариев нет:
Отправить комментарий