Вода на Марсе. Результаты работы КА "Одиссей 2001"

Марс - красная звезда Описание мастности
Водная среда на Марсе

Изучение Марса - одно из самых приоритетных направлений в исследовании планет Солнечной системы. Первые попытки запусков космических аппаратов к Марсу были предприняты С.П. Королевым 10 и 14 октября 1960 г. - к сожалению, оба пуска оказались неудачными. Потребовалось еще более 10 лет напряженной работы и 11 запусков, чтобы, наконец, 2 декабря 1971 г. советский космический аппарат 'Марс-3' достиг цели и совершил первую мягкую посадку на поверхность Красной планеты в окрестности кратера Птоломей. 12 февраля 1974 г. советский межпланетный аппарат 'Марс-5' вышел на околомарсианскую орбиту и выполнил съемку поверхности. На Землю поступили карты рельефа, на которых хорошо различались сухие русла потоков. Это позволило ученым предположить, что Марс, который в настоящее время имеет холодную и сухую поверхность, в прошлом был теплым и влажным.

По современным представлениям, Марс и Земля на ранней стадии эволюции развивались по сходным сценариям. Затем, возможно, в результате глобальной катастрофы, теплый и влажный климат раннего Марса сменился на современный сухой и холодный. При этом могла быть утрачена большая часть атмосферы. Вопросы о причинах такого катаклизма, о том, куда делась вода с поверхности и о том, успела ли на молодом влажном Марсе зародиться примитивная жизнь, - относятся к наиболее актуальным проблемам современных исследований Марса. Задача поиска воды под сухой поверхностью Марса была успешно решена при помощи космического научного прибора HEND (High Energy NeutronDetector), созданного в России по программе Федерального космического агентства и установленного на американском космическом аппарате 'Mars Odissey' В этом эксперименте впервые в практике космических исследований применяется метод нейтронной спектроскопии для оценки содержания воды в приповерхностном слое Марса. Картографирование прибором HEND было начато 18 февраля 2002 г.
За 35 лет изучения Марса межпланетными космическими аппаратами получено большое количество данных, свидетельствующих о том, что поверхность и атмосфера Красной планеты сформировались в результате долгой и сложной эволюции. Поверхность изменялась как в результате столкновений с метеоритами, так и под действием вулканических, тектонических и эрозионных процессов. Сейчас установлено, что важную роль в формировании рельефа поверхности также играли гидрологические процессы. Современные климатические условия - низкое давление и отрицательные температуры - исключают существование на поверхности Марса воды в жидкой фазе. Однако было известно, что она присутствует в виде льда постоянных полярных шапок и пара в атмосфере планеты.

Космические аппараты на орбите планеты Марс иногда регистрируют такое обычное для нас живущих на Земле явление - туман. На фото показан туман покрывающий долину Маринера.

Наличие воды - редкие проявления на Марсе

Место на снимке, сделанным MGS, находится внутри большого кратера Ньютон, 287 км диаметром. На северном склоне кратера много узких желобов. Выдвинута гипотеза, что желоба сформированы потоками воды с камнями и песком - селями.

    Водяной лед в полярных шапках. Давление и температура на умеренных широтах Марса таковы, что летом водяной лед сублимирует в атмосферу и водяные пары в ней переносятся на полюса, действующие как холодные ловушки. В них пар может осаждаться на поверхность, формируя постоянные полярные шапки. Необходимо также учитывать глобальную циркуляцию атмосферной углекислоты между полюсами, приводящую к сезонным (осень и зима) выпадениям 'сухого снега' из СО₂ на поверхности. Важную роль в формировании полярных шапок также играют пылевые бури, которые переносят огромные облака пыли вдоль поверхности всей планеты. Наблюдения на американских исследовательских станциях 'Viking' показали, что северная полярная шапка Марса целиком состоит из водяного льда. В южном полушарии лето теплее, но при этом гораздо короче, чем на северном. В течение южного лета углекислотный снег не успевает растаять, и водяная полярная шапка на юге круглый год покрыта слоем замерзшей углекислоты.
    Полярные шапки Марса - довольно молодые образования, относящиеся к позднему Амазонийскому периоду. На основе анализа количества ударных кратеров, покрывающих южные полярные районы, было установлено, что возраст южной полярной шапки составляет 7-15 млн лет. Северная шапка гораздо моложе, ее возраст оценивается от 100 тыс. до 10 млн лет. Меньший возраст северной шапки означает, что процесс ее формирования завершился относительно недавно или продолжается до сих пор. Из этого следует, что на современном Марсе где-то существует достаточно мощный источник водяного пара, который переносится в атмосфере и осаждается на северном полюсе. На Марсе с прошлых эпох сохранились характерные особенности рельефа, сформировавшиеся при скоплении и протекании огромных объемов жидкости. Еще во время первых марсианских миссий (советские межпланетные станции 'Марс' и американские аппараты 'Маринер') были получены данные, указывающие на существование форм рельефа, соответствующих гигантским каналам, руслам и системам долин. Наблюдения, сделанные лазерным высотомером MOLA с борта орбитального аппарата НАСА 'Mars Global Serveyer', обнаружили в северных районах Марса структуры рельефа, похожие на береговые линии древнего океана. Одна из них действительно совпадает с линией постоянной высоты поверхности. Самое простое объяснение такой особенности марсианского рельефа - это равномерное осаждение грунта в большом объеме воды, находящейся в гидростатическом равновесии. Существование океана на северных равнинах Марса в ранний период эволюции до сих пор является предметом споров и обсуждений. Начальные стадии эволюции Красной планеты слишком плохо изучены для однозначной оценки термодинамических условий, обеспечивающих стабильное существование свободной водной поверхности в течение длительного времени. Тем не менее представляется вполне вероятным, что Марс на всем протяжении своей эволюции имел достаточно большие водные ресурсы, которые в одни периоды эволюции образовывали реки, моря и океаны, а в другие - скрывались в недрах планеты, вырываясь время от времени на поверхность и оставляя после себя русла протоков и промоин.
    'Потоки воды' на поверхности. Очень большой интерес вызвали переданные на Землю снимки мелких деталей рельефа, выполненные орбитальной телевизионной камерой MOC, также установленной на борту космического аппарата 'Mars Global Serveyer'. Этот прибор позволяет получать снимки очень высокого качества с разрешением около нескольких десятков метров. Главный вывод, сделанный на основе анализа изображений поверхности, состоял в том, что промоины на склонах, скорее всего, образовались в результате недавних кратковременных выбросов сравнительно больших объемов жидкой воды из подповерхностных водяных линз. В результате целенаправленного изучения снимков было выбрано около сотни таких мест на поверхности Марса. Обнаруженные промоины, как правило, наблюдались на внутренних склонах ударных кратеров (треть всех наблюдений) или на стенках глубоких ложбин в южной полярной зоне (четверть наблюдений). Около половины подобных промоин находятся на южных склонах, и только 20% - на северных. Анализ рельефа местности показал, что по геологическим меркам это довольно молодые образования. Их возраст составляет не более нескольких миллионов лет. Следовательно, эпизодическая гидрологическая активность на Красной планете происходит и сейчас.
Метод нейтронной спектроскопии
    Основное преимущество применения ядерных методов в изучении планет - получение достоверной информации о химическом составе приповерхностных (на глубине 1-2 м) слоев грунта. Гамма и нейтронное излучение планет с тонкими атмосферами (или без атмосфер) может регистрироваться гамма спектрометрами и нейтронными детекторами на орбитальных космических аппаратах. В зависимости от продолжительности миссии и от высоты орбиты космического аппарата можно построить глобальные карты нейтронного излучения всей планеты или измерить поток нейтронов от отдельных участков ее поверхности.
    Ядерная планетология разрабатывалась А.П. Виноградовым и Ю.А. Сурковым в СССР и Дж. Арнольдом и Дж. Тромбкой в США. Фотографии высокого разрешения, сделанные орбитальной камерой MOC, установленной на аппарате 'Mars Global Surveyer'. На представленных снимках показаны различные формы промоин, образовавшихся в результате выбросов подповерхностной воды в самом начале космической эры. Впервые гамма излучение с поверхности Луны было измерено в апреле 1966 г. с борта советской станции 'Луна-10'. Впоследствии подобные эксперименты проводились на американских лунных миссиях 'Apollo' в 1971 и 1972 гг. Тогда был получен большой объем данных об элементном составе поверхности Луны [4]. Приоритетные измерения элементного состава поверхности Марса выполнялись с помощью гамма спектрометра на основе CsI (Tl), установленного на космическом орбитальном аппарате 'Марс-5', а еще через 10 лет информация о составе приповерхностных слоев Марса была получена космическим аппаратом 'Фобос-2' с орбиты над поверхностью Красной планеты. После этих миссий произошло несколько неудачных попыток полетов к Марсу в США и России, при которых были потеряны космические аппараты, имевшие на своем борту гамма спектрометры и нейтронные приборы. В апреле 2001 г. на американском межпланетном аппарате 'Mars Odissey' ученые получили возможность воспроизвести часть приборов, погибших в предыдущих миссиях. На аппарате 'Mars Odissey' был установлен комплекс научной аппаратуры GRS, который включает германиевый спектрометр (GS), разработанный в университете штата Аризона (США), нейтронный спектрометр низких энергий (NS), разработанный в Национальной лаборатории в Лос Аламосе (США), а также российский прибор HEND, созданный в Институте космических исследований РАН.
    Возникновение вторичного гамма излучения и нейтронного потока от поверхности Марса связано с облучением вещества потоком галактических космических лучей. Плотная атмосфера Земли полностью поглощает гамма и нейтронное излучения. На Марсе же средняя толщина атмосферы (поверхностная плотность) составляет всего около 15 г/см², и она практически прозрачна для космических лучей и возникающего на поверхности ядерного излучения. При взаимодействии высокоэнергетичных протонов космических лучей с веществом поверхности на глубине 1-2 м образуются вторичные нейтроны высоких энергий 15-20 МэВ. Выходя на поверхность, они сталкиваются с ядрами основных породообразующих элементов и возбуждают их. Спектр гамма излучения возбужденных ядер характеризует химический состав поверхности планеты. Нейтронная спектроскопия - неотъемлемая часть ядерных измерений, необходимая для однозначного восстановления элементного состава вещества по данным о потоках излучения в ядерных гамма линиях. Кроме того, измерение потока нейтронного излучения планеты представляет собой самостоятельную научную задачу, при решении которой можно определить наличие в приповерхностном слое водородосодержащих химических соединений. Спектр вторичных нейтронов в зависимости от их энергии можно разделить на две части. Тепловые нейтроны с энергиями меньше 1 эВ подчиняются равновесному распределению Максвелла, в то время как спектры надтепловых частиц (энергия нейтронов в диапазоне 1 эВ - 100 кэВ) и быстрых нейтронов (энергия нейтронов выше 100 кэВ) следуют степенному закону. Соотношение потоков надтепловых, быстрых и тепловых нейтронов зависит от эффективности процесса замедления нейтронов, который, в свою очередь, определяется относительным содержанием в веществе легких элементов. Чем меньше атомный вес ядер, тем эффективней замедляются нейтроны при столкновениях с ними.
    Максимальный эффект достигается при столкновениях с ядрами водорода, масса которых равна массе нейтрона. Присутствие в грунте даже относительно небольшого количества атомов водорода приводит к существенному ослаблению потока надтепловых и быстрых нейтронов и соответственно к увеличению их потока в тепловой части спектра. Расчеты показывают, что добавление 0.1 % массовой доли водорода в вещество приповерхностного слоя планеты достаточно, чтобы понизить поток надтепловых нейтронов в два раза, а поток тепловых нейтронов увеличить в 10 раз. Ослабление потока надтепловых нейтронов является свидетельством присутствия в грунте водорода.

Российский прибор на борту Odissey

Детектор нейтронов высоких энергий HEND разработан в лаборатории космической гамма спектроскопии ИКИ РАН. Для реализации этого эксперимента была образована кооперация, включающая различные научные и производственные центры России. Кроме ИКИ РАН, в нее входили Объединенный институт ядерных исследований (г.Дубна Московской обл.) и Специальное конструкторское бюро космического приборостроения (г.Таруса Калужской обл.). Установка прибора HEND на борт американского космического аппарата 'Mars Odissey' была предусмотрена межправительственным Исполнительным соглашением между НАСА и Федеральным космическим агентством России. Физическая концепция прибора HEND выбрана таким образом, чтобы в условиях ограниченного веса (до 4 кг) 'перекрыть' максимально широкий спектральный интервал энергий регистрируемых нейтронов от 0.4 эВ до 15 МэВ с максимальной чувствительностью, достаточной для однозначной интерпретации полученных результатов.
Три детектора надтепловых нейтронов SD, MD и LD были созданы на основе пропорциональных счетчиков нейтронов, содержащих 3Не. Эти счетчики, окруженные разными слоями замедлителя из полиэтилена и экранами из кадмия, регистрируют тепловые нейтроны в реакциях захвата ядрами изотопа гелия 3Не с образованием трития и протона и с выделением 764 кэВ энергии. Внешние тепловые нейтроны с энергиями менее 0.4 эВ поглощаются кадмием и не попадают в счетчики. В зависимости от толщины слоя замедлителя детекторы SD, MD и LD имеют максимумы чувствительности для надтепловых нейтронов с разными энергиями. Детектор LD с самым толстым (около 30 мм) слоем замедлителя наиболее чувствителен к нейтронам с энергиями 10 эВ - 1 МэВ. Детектор MD с замедлителем толщиной 14 мм лучше всего регистрирует нейтроны с энергиями 10 эВ - 100 кэВ. Детектор с самым тонким замедлителем в 3 мм регистрирует в основном нейтроны с энергиями от 'кадмиевого порога' 0.4 эВ до 1 кэВ. Таким образом, набор из трех детекторов позволяет 'перекрыть' широкий диапазон энергий нейтронов от 0.4 эВ до 1 МэВ. Кроме того, в приборе HEND используется детектор IN/SC на основе органического сцинтиллятора из стильбена, регистрирующего быстрые нейтроны высоких (более 0.8 МэВ) энергий по вспышкам света от протонов отдачи, которые выбиваются энергичными нейтронами из кристаллической решетки органического кристалла. В условиях космической среды стильбен будет регистрировать не только протоны отдачи от нейтронов, но также заряженные частицы космических лучей и вторичные электроны, произведенные фотонами гамма излучения. Проблема дифференциального учета импульсов от протонов и электронов была решена на основе анализа формы сигнала от сцинтилляционных вспышек, которые существенно различаются для этих частиц. Возможный ошибочный учет электронного сигнала в качестве протонного сигнала соответствует вероятности на уровне 5ћ10-4. Разделение протонов отдачи от первичных протонов космических лучей проводилось методом антисовпадательной защиты с использованием дополнительного 'внешнего' сцинтилляционного детектора OUT/SC из CsI. Все четыре детектора нейтронов прибора HEND максимально разнесены и развернуты друг относительно друга. При этом они имеют наилучшие поля зрения в условиях полета космического аппарата по круговой полярной орбите.