Закономерности распределения воды в приповерхностном грунте Марса, установленные на основе интерпретации данных нейтронных измерений

Глава 2. Физическая концепция и результаты поиска воды по данным нейтронных измерений прибором ХЕНД.

В главе 1 шла речь о модельных расчетах тепловых условий на поверхности, показывающих, что на широтах выше 40^o в обоих полушариях возможно существование грунтового льда на глубине от нескольких сантиметров и глубже, а также о многочисленных потенциальных геоморфологических признаках наличия воды в прошлом и настоящем. В главе 2 показано, что впервые проверить гипотезу о наличии в грунте Марса водяного льда удалось на основе измерений нейтронного и гамма-излучения Марса с борта американского космического аппарата Mars Odyssey, который был выведен на орбиту вокруг Марса в октябре 2001 года. На его борту большой интернациональной группой ученых под руководством проф. В. Бойнтона был установлен комплекс научной аппаратуры GRS, который включает германиевый гамма-спектрометр, нейтронный спектрометр, а также российский прибор ХЕНД, созданный в Институте космических исследований РАН под руководством И.Г.Митрофанова по заказу Федерального космического агентства.

Известно, что галактические космические лучи свободно проникают через атмосферу Марса и взаимодействуют с приповерхностным слоем грунта толщиной 1-2 м (в случае Земли галактические лучи не способны достигать поверхности благодаря достаточно плотной атмосфере). В результате этого взаимодействия возникают вторичные нейтроны и гамма-лучи (рис. 2). Данные по величине потока вторичных нейтронов позволяют оценить количество воды в грунте - чем больше в нем воды, тем меньше от него поток надтепловых нейтронов. Дело в том, что тяжелые ядра слабо замедляют нейтроны. Поэтому, поток надтепловых нейтронов от сухого грунта относительно велик. Максимальный эффект замедления достигается при столкновении нейтронов с ядрами водорода - протонами (которые в случае марсианского реголита связаны, в основном, с молекулами воды Н₂О или ионами гидроксила ОН^-), масса которых равна массе нейтрона.

Рис 2. Иллюстративная схема, демонстрирующая как возникает гамма- и нейтронное излучение в приповерхностных слоях Марса (Литвак, 2005).

Измерения с орбиты прибором ХЕНД показали большие вариации потока нейтронов над разными участками поверхности Марса. Первое, что бросается в глаза при изучении карт нейтронного излучения Марса - это огромные области с низким потоком нейтронов на высоких широтах >60^o в северном и южном полушариях. Обработка данных нейтронных измерений показала, что грунт в этих районах содержит более 30 массовых % водяного льда. Северная полярная шапка характеризуется минимальным для всей планеты потоком нейтронов, и содержание водяного льда в ней оценивается в более чем 50 массовых %. Южная полярная шапка, в отличие от северной, по потоку нейтронов несущественно отличается от окружающих мерзлых отложений, что не противоречит предположению о ее двухслойном строении, когда лед воды даже в летнее время остается частично покрытым тонким слоем углекислоты. Весьма неожиданным результатом нейтронного картографирования Марса явилось обнаружение двух обширных районов с пониженным потоком нейтронов в области экватора: область Аравия (50^o-350^o в.д.) и Мемнония (180^o-210^o в.д.). По данным прибора ХЕНД, содержание воды в грунте этих районов может достигать 16% по массе. После того как были выявлены вариации нейтронного потока от поверхности Марса и сделаны модельно зависимые оценки процентного количества воды в грунте, встал вопрос о механизмах, определяющих ее распределение. Последующие главы работы являются попыткой решения этого вопроса.