АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2019, том 96, № 10, с. 836-846

УДК 523.4

КИНЕТИЧЕСКАЯ МОНТЕ-КАРЛО МОДЕЛЬ ВЫСЫПАНИЯ

ПРОТОНОВ И АТОМОВ ВОДОРОДА С ВЫСОКИМИ ЭНЕРГИЯМИ

В АТМОСФЕРУ МАРСА С УЧЕТОМ ИЗМЕРЕННОГО

МАГНИТНОГО ПОЛЯ

¹Институт астрономии РАН, Москва, Россия

²Институт астрофизики и геофизики, Льежский университет, Льеж, Бельгия

Поступила в редакцию 29.04.2019 г.; после доработки 31.05.2019 г.; принята к публикации 31.05.2019 г.

Представлены результаты модельных расчетов взаимодействия с марсианской атмосферой высыпаю-

щихся протонов и атомов водорода (H/H⁺) с высокими энергиями. Использована модификация ки-

нетической модели Монте-Карло, разработанной ранее для анализа данных измерений инструментов

MEX/ASPERA-3 на борту космического аппарата (КА) Mars Express и MAVEN/SWIA на борту КА

MAVEN. В представленной модификации модели впервые учтена произвольная (трехмерная) структу-

ра магнитного поля Марса. При наличии локальных измерений всех трех компонент магнитного поля

теперь можно описать не только поток протонов, проникающих в атмосферу, но и деградацию потока

частиц H/H⁺ вдоль орбиты КА, а также образование рассеянных атмосферой восходящих потоков

протонов и атомов водорода. Сравнение результатов моделирования и измерений потоков протонов на

малых высотах позволяет сделать вывод об эффективности процессов перезарядки между солнечным

ветром и протяженной водородной короной Марса. Также обнаружено, что индуцированное магнитное

поле играет важную роль в формировании обратного (рассеянного атмосферой) потока протонов и

фактически контролирует его величину.

DOI: 10.1134/S0004629919100050

1. ВВЕДЕНИЕ

для исследования характеристик атмосферы Мар-

са” (SPICAM) на борту космического аппарата

Магнитосфера Марса не похожа ни на одну

Mars Express (MEX) [1-3] и ультрафиолетового

другую магнитосферу объектов Солнечной систе-

спектрографа для визуализации (IUVS) на борту

мы, хотя и имеет общие черты с магнитосфера-

космического аппарата “Марсианская атмосфера

ми некоторых объектов Солнечной системы. У

и эволюция летучих компонентов” (MAVEN) [4, 5]

Марса отсутствует сильное собственное магнитное

зафиксировали широкий круг авроральных явле-

поле, что позволяет солнечному ветру напрямую

ний, включающий три типа полярных сияний на

взаимодействовать с его экзосферой и верхней

Марсе, причем два из них (диффузное электронное

атмосферой. Тем не менее Марс обладает оста-

и протонное сияния) сильно отличаются от сопо-

точными магнитными полями планетной коры и

ставимых типов на Земле и других планетах.

индуцированными полями, достаточно сильными,

чтобы влиять на процесс взаимодействия солнеч-

Природа зарегистрированных на ночной сто-

ного ветра с атмосферой. Кроме того, относитель-

роне Марса двух типов ультрафиолетовых ав-

но слабая гравитация Марса позволяет сформи-

роральных свечений, возбуждаемых энергичными

ровать протяженную водородную экзосферу, ко-

электронами, имеет явно выраженные особенно-

торая взаимодействует с невозмущенным солнеч-

сти. Первый тип, так называемое дискретное сия-

ным ветром перед планетой, искажая параметры

ние, обусловлен наличием остаточного магнитного

ветра. Конечным результатом является сложная

поля в южном полушарии [1, 2]. Основные ха-

и сильно изменяющаяся магнитосфера со смесью

рактеристики дискретных сияний были выявлены

индуцированных и внутренних магнитных полей.

из наблюдений, выполненных с помощью прибора

Наблюдения с помощью прибора “Спектроскопия

SPICAM на борту КА Mars Express [6]. Второй тип

марсианского полярного сияния, так называемое

^*E-mail: shematov@inasan.ru

диффузное сияние, наблюдался несколько раз при

836

КИНЕТИЧЕСКАЯ МОНТЕ-КАРЛО МОДЕЛЬ

837

помощи спектрографа MAVEN/IUVS в диапазоне

атомов водорода составляет порядка 1-3% от ис-

длин волн от 110 до 340 нм [4]. Его яркость дости-

ходного потока протонов солнечного ветра [12-17].

гает пика на высоте около 65 км, что значитель-

Энергичные атомы водорода поступают в термо-

но ниже высоты пика (∼140 км) для дискретно-

сферу Марса, где они неоднократно возбуждаются

го сияния [7]. По-видимому, возникновение этого

через упругие столкновения, отрыв электрона и

диффузного сияния напрямую связано с усилением

реакции обмена зарядами, испуская фотоны Ly-α,

солнечной активности в дальнем ультрафиолете и

когда эти частицы являются нейтральными. Таким

высыпанием электронов с высокими энергиями (до

образом, в отличие от большинства авроральных

200 кэВ) в верхнюю атмосферу Марса [8]. Диффуз-

свечений, эти фотоны Ly-α излучаются самими

ные полярные сияния охватывают большую часть

высыпающимися частицами. Хотя точного земного

планеты по сравнению с очень локализованным

аналога данного марсианского феномена нет, он

дискретным сиянием, и их длительность также на-

имеет сходство с протонным сиянием в области

много больше. Это имеет существенное значение

полярного каспа, через которую солнечный ветер

для энергетического баланса верхней и средней

проникает локально в термосферу Земли [18, 19],

и с дневным экваториальным высыпанием энерге-

атмосферы Марса [9].

тичных нейтральных атомов (ЭНА), возникающих

В наблюдениях с помощью инструмента

в кольцевом токе [20]. Нужно отметить, что про-

MEX/SPICAM [3] и спектрографа MAVEN/IUVS

тоны солнечного ветра, как правило, отклоняются

[5] был открыт третий тип, так называемые

от баллистических траекторий проникновения в ат-

протонные сияния. В отличие от электронных

мосферу Марса препятствием — индуцированной

полярных сияний, протонные сияния наблюдаются

магнитосферой Марса. В то же время высоко-

исключительно на дневной стороне Марса и

энергетические атомы водорода, образующиеся в

характеризуются повышенной яркостью излучения

столкновениях перезарядки, не подвергаются воз-

водорода в линии Ly-α (121.6 нм) в диапазоне

действию электромагнитных полей и, следователь-

высот 120-150 км при наблюдениях в лимбе [5].

но, могут проникать глубоко в атмосферу, где они

В пике свечения наблюдается повышение яркости

сталкиваются с атмосферными газами. Эти про-

на 50% (по сравнению с оптически толстым фоном

цессы приводят к угловому рассеянию, поглоще-

нию энергии и обратному рассеянию доли высы-

дневных свечений в течение дня) с максимальной

пающегося потока H ЭНА [21-23]. Эти водород-

продолжительностью до нескольких часов. Эти

ные ЭНА вместе с атомами H, образующимися в

события сильно коррелируют с активностью сол-

нечного ветра и популяцией проникающих в тер-

солнечном ветре и магнитослое [24], и за счет от-

мосферу протонов солнечного ветра, ранее иден-

ражения от атмосферы [16, 17, 25, 26], были обна-

ружены в околомарсианской среде в наблюдениях

тифицированных инструментом MAVEN/SWIA —

инструмента — анализатора космической плазмы и

анализатором ионов солнечного ветра (SWIA) на

энергетических атомов (ASPERA-3) на борту КА

борту КА MAVEN [10].

Mars Express. Согласно работе [10], наибольшая

Имеющиеся наблюдения трех типов сияний на

плотность проникающих протонов со скоростью,

Марсе развеивают распространенное заблуждение

близкой к скорости солнечного ветра, наблюдалась

о том, что полярное сияние возникает только вбли-

КА MAVEN в периапсисе (∼160 км) в дневной

зи магнитных полюсов. Это, несомненно, верно для

термосфере, данная область также соответствует

полярных сияний на Земле и дискретных сияний на

самой высокой плотности основного атмосферного

Марсе, однако это не так в случае диффузных и

компонента CO₂ вдоль орбиты. Это согласуется с

протонных сияний на Марсе. В этом смысле Марс

процессами перезарядки и отрыва электрона у про-

может служить очень хорошей лабораторией для

никающих в атмосферу Марса нейтральных частиц

изучения процессов высыпания частиц с высокими

Н с высокими энергиями [21, 22].

энергиями и вызванных ими авроральных свечений

В этой работе рассматриваются процессы воз-

на планетах без глобального магнитного поля в

действия на атмосферный газ потоков протонов

нашей Солнечной системе и за ее пределами.

и атомов водорода, высыпающихся в атмосфе-

Экзосфера (или корона) Марса в основном

ру Марса. Для этой цели использована Монте-

населена атомарным и молекулярным водородом

Карло кинетическая модель, включающая все ос-

и простирается на несколько марсианских радиу-

новные физические процессы в сочетании с пред-

сов [11]. Соответственно протоны солнечного ветра

ставленными в работе [10] in situ измерения-

сталкиваются с нейтральным водородом в протя-

ми нисходящих потоков протонов из магнитослоя

женной короне и после перезарядки образуют по-

(magnetosheath, область между головной ударной

ток быстрых атомов водорода с распределением по

волной и границей индуцированной магнитосфе-

энергии, аналогичным исходному спектру кинети-

ры Марса) на верхней границе моделируемой ат-

ческих энергий солнечного ветра. Величина потока

мосферы. В предыдущих версиях [22, 23] кине-

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№ 10

2019

838

ШЕМАТОВИЧ и др.

тической Монте-Карло модели процессов высы-

Чтобы изучить высыпание потока частиц

пания учитывалась лишь горизонтальная состав-

H/H⁺с высокими энергиями в атмосферу, необ-

ляющая индуцированного магнитного поля Мар-

ходимо решать кинетические уравнения Больц-

са. Так как благодаря измерениям магнитометра

мана [22] с учетом столкновительных членов и

MAVEN/MAG [27] появилась детальная инфор-

источников частиц на верхней границе исследуемой

мация о трехмерной структуре индуцированного

области атмосферы

магнитного поля Марса, в данной работе вы-

∂

полнено расширение кинетической модели с це-

fH/H+ +

(1)

лью учета произвольной структуры магнитного по-

∂r

(

)

ля Марса. В качестве граничных данных о по-

∂

+ g+

v×B

fH/H+ = QH/H+(v) +

токе высыпающихся в атмосферу Марса частиц

mH+

∂v

∑

H/H⁺использованы измерения, выполненные ин-

J_mt(fH/H+,f_M).

струментом MAVEN/SWIA [28]. Этот прибор был

M=O,N₂,CO₂

разработан для измерения ионов с энергиями от

30 эВ до 25 кэВ как в невозмущенном воздействи-

Уравнение (1) записывается в стандартном ви-

ем на атмосферу солнечном ветре, так и в мар-

де для функций распределения по скоростям

сианской индуцированной магнитосфере. В про-

fH/H+(r,v) для атомов водорода и протонов и

веденных пробных расчетах выполнена провер-

f_M (r,v) для атмосферного газа [23, 29]. Ис-

ка усовершенствованной модели путем сравнения

точник QH/H+ описывает скорость образования

результатов расчетов деградации высыпающегося

вторичных частиц H/H⁺, а упругие и неупругие

потока частиц H/H⁺ с данными in situ измерений

в зависимости от высоты. Это позволило сделать

столкновительные члены J_mt для H/H⁺ описы-

некоторые выводы об эффективности процессов

вают передачу энергии и импульса атмосферному

перезарядки между солнечным ветром и протяжен-

газу

[30], который характеризуется локальной

ной водородной короной Марса, а также о роли

максвелловской функцией распределения по ско-

индуцированного магнитного поля в формировании

рости. Данная модель Монте-Карло [22, 39, 30,

рассеянного (отраженного атмосферой) компонен-

31] используется для решения кинетического урав-

нения (1). В модели использованы 1D подход для

та высыпающегося потока частиц H/H⁺ .

конфигурационного пространства и 3D-подход для

пространства скоростей. Подробности реализации

2. КРАТКОЕ ОПИСАНИЕ КИНЕТИЧЕСКОЙ

и описание точности модели (ниже 10%) можно

МОНТЕ-КАРЛО МОДЕЛИ

найти в [32]. Следует отметить, что ключевым ас-

пектом модели является вероятностная обработка

Проникающие в атмосферу атомы водорода и

распределения углов рассеяния, которое влияет

протоны с высокими энергиями теряют кинетиче-

как на скорость потери энергии потоком, так

скую энергию в следующих столкновениях с ней-

и на угловое перераспределение высыпающихся

тральным атмосферным газом:

протонов [9, 23].

⎧

Исследуемая область атмосферы ограничена

⎨H+f′ (Hf′ ) + M∗ (a)

нижней границей, расположенной на высоте 80 км,

H⁺(H) + M →

H+f′ (H_f′ ) + M⁺ + e (b)

⎩

где частицы H/H⁺ эффективно термализуются.

H_f′ (H+f′ ) + M⁺(M) + (e) (c).

Верхняя граница установлена на высоте 500 км, где

измерения высыпающихся протонов были выпол-

Здесь М обозначает основные атмосферные ком-

нены инструментом MAVEN/SWIA [10]. Подроб-

поненты — CO₂, N₂ и O, — включенные в модель.

ное описание всех численных аспектов модели,

Различные каналы соответствуют (a) передаче им-

использованных в этом исследовании, было дано

пульса и энергии при упругих и неупругих столкно-

в недавних работах [9, 23]. Профили температуры

вениях, (b) ионизации молекул/атомов атмосферы

и плотности основных компонент CO₂, CO и O

и (c) столкновениях с переносом заряда и захва-

атмосферы взяты из модели [33] для низкого уровня

том электронов. Вторичные быстрые атомы H_f′

солнечной активности и распределения плотности,

и протоны H+f′ несут достаточную кинетическую

показаны на рис. 1. Температура на высоте 300 км

энергию для повторного участия в перечисленных

составляет 139 К, а изменение высоты однородной

выше каналах столкновений. Многократное повто-

атмосферы наблюдается около 120 км, где темпе-

рение взаимодействий со сверхтепловыми части-

ратура начинает расти с высотой.

цами приводит к растущему набору поступательно

В представленных ниже расчетах при помо-

и внутренне возбужденных атмосферных атомов

щи кинетической модели Монте-Карло предпола-

и/или молекул M*.

галась произвольная структура индуцированного

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№ 10

2019

КИНЕТИЧЕСКАЯ МОНТЕ-КАРЛО МОДЕЛЬ

839

Высота, км

F(ν_r < 0), эВ/см² с эВ

500

10¹⁰

10⁹

400

10⁸

N₂

300

10⁷

10⁶

200

10⁵

10¹

10²

10³

10⁴

10⁵

Энергия, эВ

CO₂

Рис. 2. Исходные данные для кинетической модели

100

Монте-Карло: интегрированные по углу энергетиче-

10⁴

10⁶

10⁸

10¹⁰

10¹²

10¹⁴

ские спектры дифференциальных потоков протонов из

Плотность, см^-3

солнечного ветра (оранжевая линия) и из магнитослоя

(синяя линия) были взяты из работы [10]. Вертикаль-

Рис. 1. Высотные профили плотности основных ат-

ная пунктирная линия соответствует пику невозмущен-

мосферных компонентов, взятые из аэрономической

ных протонов солнечного ветра при 600 эВ.

модели [33].

3.1. Высыпание протонов из магнитослоя Марса

магнитного поля Марса, т.е. в уравнении (1) учи-

Для проверки усовершенствованной кинетиче-

тывались все три компоненты напряженности маг-

ской модели высыпания протонов проведены сле-

нитного поля B = {B_x, B_y, B_z }. В пробных рас-

дующие пробные расчеты:

четах произвольное направление вектора напря-

— угол наклона вектора напряженности инду-

женности магнитного поля задавалось углом от-

цированного магнитного поля задавался следую-

клонения θ от горизонтального направления. Ха-

щими значениями θ = 1^◦ (близкое к горизонталь-

рактерные значения напряженности поля B₀ = 10,

ному направление) и θ = 63^◦ (большое отклонение

20 и 30 нТл использовались в проведенных рас-

от горизонтали). Принимались следующие значе-

четах в соответствии с диапазоном значений, из-

ния напряженности поля: В₀ = 10, 20 и 30 нТл, —

меренных на Марсе с помощью КА Mars Global

и полагалось, что их значения не изменяются с

Surveyor (MGS) [34], КА Mars Express [35] и КА

высотой и во времени;

MAVEN [27].

— в дополнительном расчете принималось, что

значение напряженности уменьшается с высотой

3. РЕЗУЛЬТАТЫ ПРОБНЫХ РАСЧЕТОВ

следующим образом В(h) = B₀ h/h₀, где h₀ =

= 500 км — верхняя граница расчетной области

Так как периапсис КА MAVEN достигается

атмосферы.

на относительно низких высотах, то в настоящее

время появилась возможность изучить явления,

В качестве граничного условия на высоте 500 км

вызванные проникающими глубоко в атмосферу

принимался энергетический спектр протонов, вы-

Марса атомами водорода Н ЭНА с высокими энер-

сыпающихся из магнитослоя Марса, и измеренный

гиями. В этом разделе представлены результаты

инструментом MAVEN/SWIA 27 февраля 2015 г.

расчетов высыпания как протонов, так и атомов

на орбите КА вблизи терминатора планеты в об-

водорода, используя in situ измерения высыпаю-

ласти с очень слабыми остаточными магнитными

щихся потоков протонов в верхних слоях атмосфе-

полями коры планеты. Данный спектр является

ры Марса в качестве входных параметров модели

типичным для протонов, проникающих в атмосферу

(рис. 2).

из магнитослоя Марса и солнечного ветра.

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№ 10

2019

840

ШЕМАТОВИЧ и др.

B = 10 нT

B = 20 нT

(a)

(б)

10⁶

H⁺

10⁴

10²

10⁰

100

1000

10 000

100

1000

10 000

Энергия, эВ

(в)

B = 30 нT

(г)

Bv = 20 нT

10⁶

H⁺

10⁴

10²

10⁰

100

1000

10 000

100

1000

10 000

Энергия, эВ

Рис. 3. Восходящие(отраженные атмосферой) потоки атомов водорода H (штриховая линия) и протонов H⁺ (пунктирная

линия) на высоте 500 км, образующиеся вследствие высыпания протонов из магнитослоя Марса. Расчеты выполнены

для угла наклона индуцированного магнитного поля в 1^◦ от горизонтального направления и величины напряженности

магнитного поля B = 10 нТ (а), 20 нТ (б), 30 нТ (в) и изменяющегося с высотой, начиная со значения 20 нТ на верхней

границе модели (г). Синей линией показан энергетический спектр протонов высыпающихся из магнитослоя Марса.

Результаты расчетов показаны на рис. 3 и 4 для

ка. Суммарные восходящие потоки энергии частиц

углов наклона вектора напряженности θ = 1^◦ и θ =

H и H⁺, отраженных атмосферой, соответственно

= 63^◦ соответственно. Представлены восходящие

изменяются до 0.9% и 13% для B = 10 нТл, 0.2%

(отраженные атмосферой) потоки атомов водоро-

и 22% для B = 20 нТл и 0.06% и 25% для B =

да H (штриховая линия) и протонов H⁺ (пунктир-

= 30 нТл. Эти значения приведены для расчета с

ная линия) на высоте 500 км, образующиеся вслед-

углом наклона θ = 1^◦ и практически совпадают со

ствие высыпания протонов из магнитослоя Марса.

значениями, приведенными в работе [23]. Получен-

ное в расчетах увеличение обратного рассеянного

Расчеты выполнены для величины напряженности

магнитного поля В = 10 нТ (а), 20 нТ (б), 30 нТ (в)

потока протонов в 5 раз (потоки энергии частиц

и изменяющегося с высотой, начиная со значе-

H и H⁺ наверх на высоте 500 км равны 1.9% и

ния 20 нТ на верхней границе модели (г). Синей

4.3% для расчета без учета индуцированного маг-

сплошной линией показан энергетический спектр

нитного поля [23]) обусловлено экранирующим эф-

протонов, высыпающихся из магнитослоя Марса.

фектом горизонтальной составляющей индуциро-

Как и следовало ожидать из наших предыдущих

ванного магнитного поля [22]. Гирорадиусы прони-

исследований [22, 23], видно, что наличие индуци-

кающих в атмосферу протонов становятся меньше

рованного магнитного поля играет очень важную

диапазона высот (∼300 км), необходимого для того,

роль в формировании обратного рассеянного пото-

чтобы протоны достигли области столкновений с

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№ 10

2019

КИНЕТИЧЕСКАЯ МОНТЕ-КАРЛО МОДЕЛЬ

841

(a)

B = 10 нT

(б)

B = 20 нT

10⁶

H⁺

10⁴

10²

10⁰

100

1000

10 000

100

1000

10 000

Энергия, эВ

(в)

B = 30 нT

(г)

Bv = 20 нT

10⁶

H⁺

10⁴

10²

10⁰

100

1000

10 000

100

1000

10 000

Энергия, эВ

Рис. 4. Восходящие(отраженные атмосферой) потоки атомов водорода H (штриховая линия) и протонов H⁺ (пунктирная

линия) на высоте 500 км, образующиеся вследствие высыпания протонов из магнитослоя Марса. Расчеты выполнены

для угла наклона индуцированного магнитного поля в 63^◦ от горизонтального направления и величины напряженности

магнитного поля B = 10 нТ (а), 20 нТ (б), 30 нТ (в) и изменяющегося с высотой, начиная со значения 20 нТ на верхней

границе модели (г). Синей сплошной линией показан энергетический спектр протонов, высыпающихся из магнитослоя

Марса.

атмосферным газом (ниже 200 км) марсианской ат-

для B = 20 нТл и 0.06% и 25% для B = 30 нТл, т.е.

мосферы и сформировали рассеянные атмосферой

практически тем же значениям, что и для θ = 1^◦.

восходящие потоки. Для расчета с зависящей от

Проведенные расчеты подтверждают заключение

высоты напряженностью магнитного поля (рис. 2г)

работ [22, 23] о доминантной роли горизонтальной

значения потоков отраженных атмосферой атомов

составляющей индуцированного магнитного поля

в образовании отраженного атмосферой потока

водорода и протонов равны соответственно 1.3% и

протонов и атомов водорода, а изменение с высотой

7%. Из-за ослабления горизонтальной составля-

напряженности поля (рис. 3г и рис. 4г) к значитель-

ющей индуцированного магнитного поля по мере

ному перераспределению энергии уносимой из ат-

проникновения протонов в атмосферу происхо-

мосферы между восходящими потоками протонов и

дит более эффективная перезарядка и образуется

атомов водорода, аналогичному расчетам без учета

относительно высокий восходящий поток атомов

индуцированного магнитного поля [23].

водорода.

Для расчета с углом наклона θ = 63^◦ полные

3.2. Высыпание атомов водорода

восходящие потоки энергии H и H⁺ на верхней гра-

нице исследуемой области соответственно изменя-

При моделировании использован поток прото-

ются до 0.9% и 13% для B = 10 нТл, 0.2% и 22% нов от невозмущенного солнечного ветра, измерен-

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№ 10

2019

842

ШЕМАТОВИЧ и др.

B = 10 нT

B = 20 нT

(a)

(б)

10⁶

H⁺

10⁴

10²

10⁰

100

1000

10 000

100

1000

10 000

Энергия, эВ

B = 30 нT

Bv = 20 нT

(в)

(г)

10⁶

H⁺

10⁴

10²

10⁰

100

1000

10 000

100

1000

10 000

Энергия, эВ

Рис. 5. Восходящие(отраженные атмосферой) потоки атомов водорода H (штриховая линия) и протонов H⁺ (пунктирная

линия) на высоте 500 км, образующиеся вследствие высыпания атомов водорода. Расчеты выполнены для угла наклона

индуцированного магнитного поля в 1^◦ от горизонтального направления и величины напряженности магнитного поля

B = 10 нТ (а), 20 нТ (б), 30 нТ (в) и изменяющегосяс высотой,начиная со значения 20 нТ на верхнейгранице модели(г).

Оранжевой сплошнойлинией показан энергетическийспектр атомов водорода,образующихсяпри перезарядкепротонов

невозмущенного солнечного ветра в протяженной водородной короне Марса.

ный на орбите 27 февраля 2015 г. (см. рис. 2, оран-

атмосферой атомов водорода и протонов равны

жевая сплошная кривая). Согласно оценкам рабо-

соответственно 0.08% и 1.4%. В расчетах с углом

ты [13], спектр высыпающихся атомов водорода в

наклона магнитного поля θ = 63^◦ получены прак-

модели был взят равным 1% от интегрированного

тически те же значения отраженных атмосферой

по углам спектра ионов от солнечного ветра.

потоков частиц H и H⁺, что и в расчетах для угла

Рассчитанные на верхней границе на высоте

наклона магнитного поля θ = 1^◦.

500 км дифференциальные восходящие числовые

Проведенные расчеты подтверждают заключе-

потоки частиц H и H⁺ для случаев с углами на-

ние из работ [22, 23] о том, что при высыпании

клона магнитного поля θ = 1^◦ и θ = 63^◦ и индуци-

нейтральных атомов водорода с энергетическим

рованным магнитным полем B₀ = 10, 20 и 30 нТл

спектром протонов из невозмущенного солнечного

представлены на рис. 5 и 6. Для B = 10 нТл об-

ветра атомы водорода проникают глубоко в атмо-

ратные потоки энергии составляют 0.1% и 1.4%

сферу, и в относительно плотных слоях термосфе-

от падающего потока энергии, для B = 20 нТл —

ры Марса начинает формироваться восходящий

0.09% и 1.4%, для B = 30 нТл — 0.002% и 1.4%

поток частиц H и H⁺ за счет рассеяния в столк-

для частиц H и H⁺ соответственно. Для расчета

новениях с окружающим атмосферным газом. Со-

напряженностью магнитного поля, с зависящей от

ответственно, роль горизонтальной составляющей

высоты (рис. 5г), значения потоков отраженных

индуцированного магнитного поля в образовании

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№ 10

2019

КИНЕТИЧЕСКАЯ МОНТЕ-КАРЛО МОДЕЛЬ

843

B = 10 нT

B = 20 нT

(a)

(б)

10⁶

H⁺

10⁴

10²

10⁰

100

1000

10 000

100

1000

10 000

Энергия, эВ

B = 30 нT

Bv = 20 нT

(в)

(г)

10⁶

H⁺

10⁴

10²

10⁰

100

1000

10 000

100

1000

10 000

Энергия, эВ

Рис. 6. То же, что и на рис. 5, но расчеты выполнены для угла наклона индуцированного магнитного поля в 63^◦ от

горизонтального направления.

отраженного атмосферой потока протонов и ато-

линией показан энергетический спектр атомов во-

мов водорода не столь критична по сравнению с

дорода, образующихся при перезарядке протонов

высыпанием заряженных частиц — протонов H⁺.

невозмущенного солнечного ветра в протяженной

водородной короне Марса. Из рис. 7 и 8 видно,

В подтверждение сделанных выводов на рис. 7

что угол наклона вектора напряженности инду-

и 8 приведены сравнения отраженных атмосферой

цированного магнитного поля не сказывается на

потоков атомов водорода H (штриховая линия) и

спектре и величине восходящих потоков протонов

протонов H⁺ (пунктирная линия) на высоте 500 км,

и атомов водорода (рис. 7 и 8, левые панели), а

образующихся вследствие высыпания протонов из

уменьшение значений напряженности с высотой

магнитослоя Марса. Расчеты выполнены для угла

приводит к увеличению восходящего потока атомов

наклона индуцированного магнитного поля в 1^◦

водорода (рис. 7 и 8, правые панели).

(верхние панели) и 63^◦ (нижние панели) от го-

ризонтального направления. Напряженность маг-

4. ВЫВОДЫ

нитного поля задавалась значением В = 20 нТ, не

Представлены результаты модельных расчетов

изменяющимся с высотой (левые панели) и изме-

взаимодействия с марсианской атмосферой высы-

няющимся с высотой, начиная со значения 20 нТ

на верхней границе модели (правые панели). Синей

пающихся протонов и атомов водорода (H/H⁺)

сплошной линией на рис. 7 показан энергетический

с высокими энергиями. Использована модифика-

спектр протонов высыпающихся из магнитослоя

ция кинетической Монте-Карло модели, разрабо-

Марса. Соответственно, на рис. 8, отвечающем вы-

танной ранее для анализа данных измерений ин-

сыпанию атомов водорода, оранжевой сплошной

струментов MEX/ASPERA-3 на борту КА Mars

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№ 10

2019

844

ШЕМАТОВИЧ и др.

B = 20 нT

Bv = 20 нT

(a)

(б)

10⁶

H⁺

10⁴

10²

10⁰

100

1000

10 000

100

1000

10 000

Энергия, эВ

B = 20 нT

Bv = 20 нT

(в)

(г)

10⁶

H⁺

10⁴

10²

10⁰

100

1000

10 000

100

1000

10 000

Энергия, эВ

Рис. 7. Сравнение отраженных атмосферой потоков атомов водорода H (штриховая линия) и протонов H⁺ (пунктирная

линия) на высоте 500 км, образующихся вследствие высыпания протонов из магнитослоя Марса. Расчеты выполнены

для угла наклона индуцированного магнитного поля в 1^◦ (верхние панели) и 63^◦ (нижние панели) от горизонтального

направления. Напряженность магнитного поля задавалась значением B = 20 нТ, не изменяющимся с высотой (левые

панели) и изменяющимся с высотой, начиная со значения 20 нТ на верхней границе модели (правые панели). Синей

сплошной линией показан энергетический спектр протонов, высыпающихся из магнитослоя Марса.

Express и MAVEN/SWIA на борту КА MAVEN.

ляют сделать вывод об эффективности переза-

В представленной модификации модели впервые

рядки между солнечным ветром и протяженной

учтена произвольная (трехмерная) структура инду-

водородной короной. Также подтверждено, что при

цированного магнитного поля Марса. При нали-

высыпании протонов индуцированное магнитное

чии локальных измерений всех трех компонентов

поле играет очень важную роль в формировании

индуцированного магнитного поля теперь можно

обратного (рассеянного атмосферой) потока про-

описать не только поток протонов, проникающих в

тонов и атомов водорода и строго контролирует его

величину.

атмосферу, но и деградацию потока частиц H/H⁺

вдоль орбиты КА, а также образование рассеян-

Разработанная кинетическая модель Монте-

ных атмосферой восходящих потоков протонов и

Карло высыпания протонов и атомов водорода в

атомов водорода. Выполнена проверка модифи-

атмосферу Марса будет использована для расчета

цированной модели. Проведенные пробные расче-

характеристик свечения атомарного водорода в

ты показали совпадение результатов с оценками

линии Ly-α [36] для сравнения с наблюдениями

восходящих потоков протонов и атомов водорода,

недавно открытого протонного сияния [3, 5] на

полученных в более ранних исследованиях [22, 23].

Марсе. Для таких расчетов будут использо-

Сравнение результатов моделирования и измере-

ваны одновременные измерения напряженности

ний потоков протонов на малых высотах позво-

индуцированного магнитного поля при помощи

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№ 10

2019

КИНЕТИЧЕСКАЯ МОНТЕ-КАРЛО МОДЕЛЬ

845

B = 20 нT

(a)

(б)

10⁶

H⁺

10⁴

10²

10⁰

100

1000

10 000

100

1000

10 000

Энергия, эВ

Bv = 20 нT

(в)

(г)

10⁶

H⁺

10⁴

10²

10⁰

100

1000

10 000

100

1000

10 000

Энергия, эВ

Рис. 8. Сравнение отраженных атмосферой потоков атомов водорода H (штриховая линия) и протонов H+ (пунктирная

линия) на высоте 500 км, образующихся вследствие высыпания атомов водорода. Расчеты выполнены для угла наклона

индуцированного магнитного поля в 1^◦ (верхние панели) и 63^◦ (нижние панели) от горизонтального направления.

Напряженность магнитного поля задавалась значением B = 20 нТ, не изменяющимся с высотой (левые панели) и

изменяющимся с высотой, начиная со значения 20 нТ на верхней границе модели (правые панели). Оранжевой сплошной

линией показан энергетический спектр атомов водорода, образующихся при перезарядке протонов невозмущенного

солнечного ветра в протяженной водородной короне Марса.

магнитометра MAVEN/MAG и измерения потоков

4. N. M. Schneider, J. I. Deighan, S. K. Jain, A. Stiepen,

частиц H/H⁺, высыпающихся в атмосферу Марса,

et al., Science 350, id.0313 (2015).

5. J. Deighan, S. K. Jain M. S. Chaffin, X. Fang, et al.,

выполненные инструментом MAVEN/SWIA на

Nature Astronomy 2, 802 (2018).

борту КА MAVEN.

6. J.-C. G ´erard, L. Soret, L. Libert, R. Lundin,

Работа выполнена при поддержке Российского

A. Stiepen, A. Radioti, and J.-L. Bertaux, J. Geophys.

научного фонда (проект 19-12-00370).

Res. 120, 6749 (2015).

7. L. Soret, J. C. G ´erard, L. Libert, V. I. Shematovich,

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

D. V. Bisikalo, A. Stiepen, and J.-L. Bertaux, Icarus

264, 398 (2016).

1. J.-L. Bertaux, F. Leblanc, O. Witasse, E. Quemerais,

J. Lilensten, S. A. Stern, B. Sandel, and O. Korablev,

8. D. V. Bisikalo, V. I. Shematovich, J.-C. G ´erard, and

Nature 435, 790 (2005).

B. Hubert, Icarus 282, 127 (2017).

2. F. Leblanc, J. Y. Chaufray, O. Witasse, J. Lilensten,

9. V. I. Shematovich, D. V. Bisikalo, J.-C. G ´erard, and

and J.-L. Bertaux, J. Geophys. Res. 111, E09S11

B. Hubert, Solar System Research 51, 362 (2017).

(2006).

10. J. S. Halekas, R. J. Lillis, D. L. Mitchell,

3. B. Ritter, J.-C. G ´erard, B. Hubert, and L. Rodriguez,

T. E. Cravens, et al., Geophys. Res. Lett.

42,

Geophys. Res. Lett. 45, 231 (2018).

(2015).

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№ 10

2019

846

ШЕМАТОВИЧ и др.

11. J. Y. Chaufray, J.-L. Bertaux, F. Leblanc, and

26. A. Mura, S. Orsini, A. Milillo, E. Kallio, et al.,

E. Qu ´emerais, Icarus 195, 598 (2008).

Planetary and Space Science 56, 840 (2008).

12. S. Barabash, R. Lundin, R. Zarnowiecki, and

27. J. E. P. Connerney, J. R. Espley, G. A. DiBraccio,

S. Grzedzielski, Adv. Space Res. 16, 81 (1995).

J. R. Gruesbeck, R. J. Oliversen, D. L. Mitchell, and

13. E. Kallio, J. G. Luhmann, and S. Barabash,

B. M. Jakosky, Geophys. Res. Lett. 42, 8819 (2015).

J. Geophys. Res. 102, 22183 (1997).

14. M. Holmstr ¨om, S. Barabash, and E. Kallio,

28. J. S. Halekas, E. R. Taylor, G. Dalton, G. Johnson,

J. Geophys. Res. 107, 1277 (2002).

D. W. Curtis, J. P. McFadden, D. L. Mitchell,

15. A. Galli, P. Wurz, E. Kallio, A. Ekenb ¨ack, et al.,

R. P. Lin, and B. M. Jakosky, Space Science Reviews

J. Geophys. Res. 113, E12012 (2008).

195, 125 (2015).

16. X.-D. Wang, S. Barabash, Y. Futaana, A. Grigoriev,

and P. Wurz, J. Geophys. Res. 118, 7635 (2013).

29. J.-C. G ´erard, B. Hubert, D. V. Bisikalo, and

17. X.-D. Wang, S. Barabash, Y. Futaana, A. Grigoriev,

V. I. Shematovich, J. Geophys. Res. 105, 15, 795

and P. Wurz, J. Geophys. Res. 119, 8600 (2014).

(2000).

18. J.-C. G ´erard,

B. Hubert, M. Meurant,

30. V. I. Shematovich, D. V. Bisikalo, and J.-C. G ´erard,

V. I. Shematovich, et al., J. Geophys. Res. 106,

J. Geophys. Res. 99, 23217 (1994).

28939 (2001).

19. H. U. Frey, S. B. Mende, T. J. Immel, S. A. Fuselier,

31. D. V. Bisikalo, V. I. Shematovich, and J.-C. G ´erard,

E. S. Claflin, J.-C. G ´erard, and B. Hubert,

J. Geophys. Res. 100, 3715 (1995).

J. Geophys. Res. 107 SMP 2-1 (2002).

32. V. I. Shematovich, in T. Abe (Ed.) Rarefied Gas

20. A. W. Stephan, S. Chakrabarti, and D. I. M. Cotton,

Dynamics, AIP Conference. Proceedings (Vol.1084,

Geophys. Res. Lett. 27, 2865 (2000).

21. E. Kallio and S. Barabash, J. Geophys. Res. 106, 165

pp. 1047-1054, 2008).

(2001).

33. J. L. Fox and A. B. Hac, Icarus, 204, 527 (2009).

22. V. I. Shematovich, D. V. Bisikalo, C. Di ´eval,

S. Barabash, G. Stenberg, H. Nilsson, and J.-

34. D. A. Brain, F. Bagenal, M. H. Acuna, and

C. G ´erard, J. Geophys. Res. 116, A11320 (2011).

J. E. P. Connerney, J. Geophys. Res. 108, 1424

23. D. V. Bisikalo, V. I. Shematovich, J.-C. G ´erard, and

(2003).

B. Hubert, J. Geophys. Res. 123, 58 (2018).

35. F. Akalin, D. D. Morgan, D. A. Gurnett, D. L. Kir-

24. H. Gunell, K. Brinkfeldt, M. Holmstr ¨om, P. C. Brandt,

chner, D. A. Brain, R. Modolo, M. H. Acuna, and

et al., Icarus, 182, 431 (2006).

J. R. Espley, Icarus 206, 104 (2010).

25. Y. Futaana, S. Barabash, A. Grigoriev,

36. J. C. G ´erard, B. Hubert, B. Ritter, V. I. Shematovich,

M. Holmstr ¨om, E. Kallio, P. C. Brandt, and

C. Dierker, Icarus 182, 424 (2006).

and D. V. Bisikalo, Icarus 321, 266 (2019).

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№ 10

2019