ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2020, том 46, № 6, с. 435-450

“ОАЗИСЫ” ЛЬДИСТОЙ ВЕЧНОЙ МЕРЗЛОТЫ ВБЛИЗИ ЭКВАТОРА

МАРСА: НЕЙТРОННОЕ КАРТОГРАФИРОВАНИЕ ПЛАНЕТЫ ПО

ДАННЫМ ПРИБОРА ФРЕНД НА БОРТУ СПУТНИКА TGO

РОССИЙСКО-ЕВРОПЕЙСКОГО ПРОЕКТА “ЭКЗОМАРС”

А. Б. Санин¹, Д. В. Головин¹, М. В. Дьячкова¹, С. Ю. Никифоров¹,

А. А. Аникин¹, Д. И. Лисов¹, Н. В. Лукьянов¹, М. И. Мокроусов¹

¹Институт космических исследований РАН, Москва, Россия

Поступила в редакцию 07.05.2020 г.

После доработки 07.05.2020 г.; принята к публикации 26.05.2020 г.

Представлены первые результаты анализа данных орбитального нейтронного зондирования по-

верхности Марса прибором ФРЕНД на борту марсианского спутника ЕКА Trace Gas Orbiter.

Регистрация нейтронного излучения планеты проводится с высоким пространственным разрешением,

что позволяет сопоставлять данные о пространственной переменности потока эпитепловых нейтронов

с геоморфологическими структурами рельефа. Локальные области понижения потока нейтронов ука-

зывают на присутствие в веществе поверхности значительного количества атомов водорода, который

предположительно входит в состав молекул воды. На экваториальных широтах планеты обнаружены

локальные области, для которых значительное уменьшение потока эпитепловых нейтронов указывает

на большую массовую долю водяного льда в составе вещества, от нескольких десятков до 100%.

Учитывая высокое содержание льда, эти области предложено назвать “оазисами” льдистой вечной

мерзлоты. Приведены оценки массовой доли льда для семи таких областей, полученные на основе

анализа данных нейтронных измерений и сквозного численного моделирования всего физического

процесса нейтронного зондирования Марса с орбиты прибором ФРЕНД. Обсуждаются возможные

причины образования таких “оазисов” и значение их обнаружения для будущих исследований Марса.

Ключевые слова: планеты, Марс, нейтронное зондирование, ФРЕНД, водород, вода.

DOI: 10.31857/S0320010820060078

ВВЕДЕНИЕ

связан в молекулах воды (Фиалипс, 2005). Оче-

видным достоинством ядерно-физического метода

Изучение распространенности воды в припо-

нейтронного зондирования является чувствитель-

верхностном слое вещества является одним из

ность к содержанию водорода в приповерхностном

главных направлений космических исследований

слое грунта с толщиной 1-2 м (Дрейк, 1988). Это

Марса, так как вода, вероятно, сыграла ключевую

обстоятельство крайне важно для Марса, где вода

роль в его эволюции. Кроме этого, жидкая водная

не может существовать на поверхности вследствие

среда является необходимым условием возникно-

низкого атмосферного давления (Форже, 2006).

вения и развития жизни, аналогичной земной (Грот-

зингер, 2014; МакКей, 1989), и если такая жизнь

Нейтроны с энергиями в несколько десятков

когда-либо была на “красной планете”, то при-

МэВ возникают в верхнем слое грунта Марса в

знаки ее существования следует искать во льдах

результате воздействия на ядра породообразующих

современной льдистой вечной мерзлоты.

элементов тяжелых энергичных частиц галакти-

ческих космических лучей (ГКЛ). Диффундируя

Методы ядерной планетологии давно приме-

сквозь грунт, нейтроны замедляются вследствие

няются в исследованиях Луны, Венеры, Марса,

столкновений с ядрами вещества. Столкновения с

Меркурия и астероидов для изучения элементного

состава грунта, в том числе для оценки содер-

ядрами водорода (т.е. с протонами, равными по

жания в нем водорода, который, вероятнее всего,

массе нейтрону) делают процесс замедления ней-

тронов наиболее эффективным — нейтрон теряет

^*Электронный адрес: malakhov@np.cosmos.ru

энергию, сопоставимую с энергией до столкно-

435

436

МАЛАХОВ

вения. Таким образом, чем больше концентрация

тепловых нейтронов. В слое полиэтилена приле-

водорода в грунте, тем больше тепловых нейтронов

тающие вне поля зрения эпитепловые нейтроны

в потоке излучения Марса и тем меньше — эпи-

замедляются до тепловых энергий, чтобы затем по-

тепловых. На измерениях вариаций потока эпитеп-

глотиться во внутреннем слое (Митрофанов, 2018).

ловых нейтронов основан метод измерения содер-

Основной проблемой при конструировании тако-

жания водорода в грунте небесного тела, который

го прибора было ограничение по массе — именно

используется в представленном исследовании (см.

этот внешний параметр определил чувствитель-

подробности в (Дрейк, 1988)).

ность прибора для нейтронов в его поле зрения и

эффективность их коллимации для направлений за

За более чем 15 лет работы нейтронного де-

пределами этого поля.

тектора ХЕНД на борту космического аппарата

Метод нейтронной коллимации был успешно

НАСА “Марс-Одиссей” был накоплен огромный

объем данных нейтронного зондирования Марса,

опробован в эксперименте с прибором ЛЕНД в

проекте НАСА ЛРО (Митрофанов, 2008). Устрой-

анализ которого позволил построить глобальную

ство коллиматора прибора ФРЕНД унаследовано

карту распределения водорода в его грунте (Мит-

от этого эксперимента (Митрофанов, 2018). Высо-

рофанов, 2002). При этом пространственное разре-

кое пространственное разрешение позволяет сопо-

шение этой карты составило порядка 550 км (Мо-

ставить пространственное распределение массовой

рис, 2011). Этот масштаб определялся всенаправ-

доли воды в грунте с рельефными структурами

ленным полем зрения прибора на орбите с высотой

поверхности Марса, а также учесть наличие воды

около 400 км. Нейтронное картографирование в

при выборе районов посадок будущих посадочных

эксперименте ХЕНД позволило обнаружить зна-

миссий.

чительные массы воды в грунте верхних слоев по-

верхности Марса (Митрофанов, 2002). Но низкое

пространственное разрешение не позволило ис-

О ВОДЕ В ГРУНТЕ МАРСА

пользовать такие карты в привязке к особенностям

На основе измерения потока эпитепловых ней-

рельефа или для анализа мест посадки будущих

тронов на орбите вокруг Марса можно оценить

миссий: характерный размер кратеров или других

содержание водорода в приповерхностном грунте.

структур рельефа Марса составляет от нескольких

Традиционно для подобных оценок использует-

десятков до 2-3 сотен километров.

ся эквивалентная водороду массовая доля воды

Прибор ФРЕНД (от англ. Fine Resolution

(Water Equivalent Hydrogen WEH, wt %), как если

Epithermal Neutron Detector), установленный на

бы весь водород содержался в молекулах Н₂О.

космическом аппарате ЕКА ТГО (от англ. Trace

Согласно общепринятым представлениям, вода в

Gas Orbiter, см. Ваго, 2015), призван решить эту

грунте Марса может присутствовать в трех формах:

задачу, так как его данные позволяют построить

во-первых, молекулы воды могут конденсировать-

карты излучения эпитепловых нейтронов от Марса

ся из атмосферы на поверхности частиц реголита

с высоким пространственным разрешением от 60

(адсорбированная вода). Ее содержание зависит

до 200 км учитывая высоту орбиты ТГО в 400 км

от удельной поверхности частиц грунта и состав-

(Митрофанов и др., 2018).

ляет всего несколько процентов по массе, причем

массовая доля воды может претерпевать сезонные

изменения. Весной и летом грунт нагревается, и

МЕТОД КОЛЛИМАЦИИ НЕЙТРОНОВ В

молекулы воды частично испаряются в атмосферу.

ЭКСПЕРИМЕНТЕ ФРЕНД

Осенью и зимой грунт становится холодным, и мо-

Основной особенностью нейтронного зондиро-

лекулы воды из атмосферы конденсируются в его

вания Марса в эксперименте ФРЕНД является

приповерхностном слое (Винсендон и др., 2010).

коллимация поля зрения прибора. Всенаправлен-

Во-вторых, молекулы воды или гидроксила мо-

ный нейтронный детектор на орбите вокруг планеты

гут быть встроены в молекулы минералов. Такая

чувствителен ко всем нейтронам, приходящим с

химически связанная вода попала в состав мо-

любого направления в пределах видимого горизон-

лекул гидратированных минералов во время их об-

та. Чтобы повысить пространственное разрешение,

разования в раннюю эпоху эволюции Марса, когда

детекторы прибора необходимо окружить колли-

водоемы свободной воды покрывали поверхность

матором, который поглотит нейтроны, пришедшие

планеты. Массовая доля такой формы воды зави-

вне узкого поля зрения с осью, направленной в

сит от степени гидратации и химического состава

надир (Митрофанов и др., 2008).

минерала и обычно не превышает 15% по массе

(Фиалипс и др., 2005).

В приборе ФРЕНД такой коллиматор состоит

из внешнего слоя полиэтилена высокого давления

Наконец, в-третьих, в приповерхностном слое

и внутреннего слоя, содержащего изотоп бора ¹⁰В,

марсианской вечной мерзлоты свободные молеку-

который имеет очень большое сечение поглощения

лы воды могут присутствовать в форме водяного

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

2020

№6

“ОАЗИСЫ” ЛЬДИСТОЙ ВЕЧНОЙ МЕРЗЛОТЫ

437

льда. Известно, что водяной лед вместе с льдом

фонового излучения самого аппарата, а также

углекислоты присутствует в полярных шапках со-

вклад нейтронов, приходящих из направлений вне

временного Марса (см., например, Литвак и др.,

поля зрения прибора сквозь стенки коллиматора.

2007). Он также входит в состав льдистой вечной

Для удобства работы с данными был введен без-

мерзлоты на широтах выше 60^◦, где его массовая

размерный эмпирический параметр уменьшения

доля может составлять десятки процентов (Митро-

темпа счета эпитепловых нейтронов относительно

фанов и др., 2004). Принято считать, что наличие в

некоторого реперного значения (Suppression of

грунте воды с большой массовой долей >15 wt %

epithermal neutrons, или SEN). В качестве репер-

нельзя объяснить присутствием гидратированных

ного значения темпа счета нейтронов для оценки

минералов. В этих случаях в грунте должен нахо-

параметра SEN был принят средний темп в области

диться водяной лед.

в окрестности района Solis Planum с координатами

Граница приполярной вечной мерзлоты совре-

от -115^◦ до -65^◦ долготы и от -55^◦ до -15^◦ ши-

менного Марса соответствует условию прогрева

роты. Карта нейтронного излучения, измеренная в

поверхности при текущем угле наклонения его по-

эксперименте ФРЕНД, представлена на рис. 1 для

лярной оси к направлению на Солнце. Известно,

величины SEN. Эта карта сглажена с гауссовским

что этот угол претерпевает периодические вари-

фильтром с шириной на полувысоте 3.5^◦.

ации, и на Марсе наступали эпохи, когда вслед-

Важнейшей основой анализа данных нейтрон-

ствие большого угла отклонения полярной оси до

50^◦ (Форже и др., 2006; Джакоски и др., 2005;

ного картографирования воды является знание со-

Шульц, Лутц, 1988) льдистая мерзлота возникала

отношения между параметром SEN и содержани-

в окрестности ее экватора. Реликтовые остатки

ем воды в грунте Марса WEH. Это соотношение

такой вечной мерзлоты могут сохраниться и в со-

SEN vs. WEH (рис. 2) было получено на ос-

временную эпоху в локальных приэкваториальных

нове проведенного сквозного численного модели-

областях с благоприятным для этого рельефом.

рования всего физического процесса нейтронного

Такие “оазисы” вечной мерзлоты представляют

зондирования поверхности прибором ФРЕНД на

особый интерес, так как сохранившийся в них лед

орбите Марса, начиная от процесса бомбарди-

был жидкой водой в прошлую марсианскую эпоху.

ровки поверхности частицами ГКЛ и заканчивая

Растворенные химические соединения отобража-

регистрацией отсчетов от эпитепловых нейтронов

ют те физико-химические процессы, которые в

в детекторах прибора. Важными исходными пред-

то время происходили на планете. В реликтовых

положениями для моделирования являются состав

марсианских льдах могут сохраниться сложные

породообразующих элементов грунта и структура

молекулярные соединения, свидетельствующие о

приповерхностного слоя. Предполагалось, что со-

биохимических процессах в древних марсианских

став грунта не меняется с глубиной и соответствует

водоемах, связанных с присутствием в них про-

значениям, характерным для измерений в экспе-

стейших форм марсианской жизни.

рименте APXS на марсоходе Curiosity (Геллер,

Кларк, 2015). Численный расчет показал, что зна-

чение параметра SEN монотонно уменьшается с

КАРТА ИЗЛУЧЕНИЯ ЭПИТЕПЛОВЫХ

возрастанием WEH (рис. 2), причем динамический

НЕЙТРОНОВ ПОВЕРХНОСТЬЮ МАРСА

диапазон этой переменности достаточно велик: при

На данный момент основным результатом ра-

увеличении массовой доли воды от 5 до 15% пара-

боты эксперимента ФРЕНД является карта пе-

метр SEN уменьшается в 2 раза (рис. 2).

ременности темпа счета эпитепловых нейтронов,

Известно, что район Solis Planum является од-

измеренная с борта ТГО на околомарсианской

ним из самых сухих на Марсе со средним содер-

орбите. Орбита спутника ТГО имеет наклонение

жанием воды WEH₀

= 2.78% (Бойнтон и др.,

74^◦, поэтому ФРЕНД может картографировать

2007а). Районы с темпом счета, меньшим чем в

нейтронное излучение Марса только в широтном

Solis Planum (т.е. с SEN < 1), должны иметь со-

диапазоне от -74^◦ до 74^◦ широты. Карта получена

держание воды > WEH₀, и наоборот — в районах

на основе данных измерений за 678 марсианских

с темпом счета, большим чем в Solis Planum (т.е.

дней (солов) с 27 апреля 2018 г. по 6 марта

с SEN > 1), массовая доля воды должна быть

2020 г. Для построения карт используются пикселы

<WEH₀ (рис. 2).

поверхности размером 1^◦ × 1^◦. На экваторе такой

пиксел соответствует участку поверхности 60 × 60

Благодаря установленной связи между измеря-

км. Исходные данные измерений предварительно

емым параметром SEN и величиной WEH, карта

обработаны для учета внешних факторов, влияю-

нейтронного излучения Марса (рис. 1) может быть

щих на темп счета прибора. Это вариации потока

представлена как с использованием эмпирического

ГКЛ и телесного угла Марса, видимого с орбиты.

параметра SEN, так и в соответствующих значе-

Кроме того, из полного темпа счета исключен вклад

ниях массовой доли воды в грунте WEH. Разброс

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№6

2020

438

МАЛАХОВ

180

120

180

120

180

100

2.78

WEH

0.5

1.0

1.5

SEN

Рис. 1. Карта темпа счета для потока эпитепловых нейтронов с поверхности Марса, представленная величинами

параметра SEN, характеризующего его ослабление относительно реперного значения для области Solis Planum. Шкала

значений SEN сопоставлена значениям массовой доли воды (параметр WEH). Карта сглажена с гауссовским фильтром

с шириной на полувысоте 3.5^◦. Рельеф нанесен по данным MOLA (Смит и др., 2001).

значений параметров SEN оценивается из ста-

ВОЗМОЖНОЕ РАЗДЕЛЕНИЕ

тистической неопределенности исходных данных

ПОВЕРХНОСТИ МАРСА НА

ГИДРОЛОГИЧЕСКИЕ ТИПЫ

измерений на уровне 1σ, а ошибки в оценке величин

WEH определяются на основе соотношения между

Крупномасштабные глобальные карты распре-

SEN и WEH.

деления водорода в приповерхностном грунте Мар-

са были построены по данным измерений приборов

ХЕНД, МОНС и ГРС на борту марсианского спут-

ника НАСА Марс Одиссей (Бойнтон и др., 2007а).

3.0

Построение аналогичной карты не входило в за-

дачи эксперимента с прибором ФРЕНД. Основ-

2.5

ной интерес исследований в эксперименте ФРЕНД

представляют небольшие (с характерным разме-

ром сотен километров) локальные области вблизи

2.0

экватора и на умеренных широтах с неожиданно

большим по сравнению со своей окрестностью

1.5

содержанием воды в грунте — районы с высоким

содержанием воды, т.е. “оазисы” льдистой вечной

мерзлоты.

1.0

На карте значений параметра SEN, сглаженной

с гауссовым фильтром 3.5^◦ (рис. 1), были нанесе-

0.5

ны два изоуровня SEN₁ = 0.71 и SEN₂ = 0.34,

соответствующие значениям WEH 5 и 15 wt %

соответственно, которые разделяют область значе-

0.01

0.10

1.00

10.00

100.00

ний параметра ослабления потока нейтронов SEN

WEH, wt.%

[0, 1] на три примерно равных интервала (рис. 3).

Рис. 2. Зависимость значений параметра SEN, ха-

Исходя из связи значений SEN с массовой долей

рактеризующего ослабление потока эпитепловых ней-

воды в грунте WEH (SEN vs. WEH, рис. 2), указан-

тронов с поверхности Марса относительно реперного

ным интервалам параметра SEN сопоставлены три

значения 1 для области Solis Planum от содержания

гидрологических типа марсианской поверхности с

воды в грунте WEH.

малой, умеренной и высокой усредненной массовой

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№6

2020

“ОАЗИСЫ” ЛЬДИСТОЙ ВЕЧНОЙ МЕРЗЛОТЫ

439

180

120

180

120

180

WEH

100

Рис. 3. Карта гидрологических типов поверхности Марса. Цветом выделены области с содержанием воды 0-5% WEH

(бежевая), 5-15% WEH (голубая) и выше 15% WEH (синяя).

долей воды в грунте: это соответственно первый тип

Точка пересечения двух распределений (рис. 4)

с SEN > SEN₁, второй тип с SEN₁ > SEN > SEN₂

соответствует значению SEN(∗) = 0.5. Согласно

и третий тип с SEN₂ > SEN (бежевый, голубой и

расчетной зависимости SEN vs. WEH (рис. 2), это

синий цвета на карте рис. 3).

значение соответствует массовой доле воды около

В данном исследовании нас интересует по-

9 wt %. Величину SEN(∗) = 0.5 можно условно

считать границей между двумя распределениями,

иск локальных областей марсианской поверхности

третьего типа, т.е. области с высокой массовой

для которой плотности вероятности для левого и

долей воды. Для поиска таких локальных областей

правого распределения совпадают. Для пикселов

анализ сглаженных карт (рис. 1 и 3) может ока-

с SEN < SEN(∗) (интервал [0.0-0.5]) вероятность

заться недостаточным. Статистическая обеспечен-

принадлежать к третьему типу грунта значительно

ность измерений для каждого отдельного пиксела

выше, чем к первому типу, и наоборот, для пикселов

исходной карты не позволяет сделать достаточно

с SEN > SEN(∗) (интервал [0.5-1.0]) принадлеж-

достоверную оценку параметра SEN для надежно-

ность пиксела к первому типу поверхности являет-

го отождествления этого пикселя с тем или иным

ся более вероятной.

гидрологическим типом поверхности. Однако вся

Средние значения SEN и WEH и соответствую-

совокупность данных измерений может подтвер-

щие им стандартные отклонения (сигма) для рас-

дить физическую обоснованность предложенного

пределений первого и третьего типов поверхности

разделения пикселов поверхности на гидрологи-

(рис. 4) представлены в табл. 1. Указанная выше

ческие типы. На рис. 4 представлены статистиче-

формальная граница между двумя распределения-

ские распределения значений параметра SEN для

пикселов первого и третьего типов поверхностей с

ми SEN(∗) = 0.5 хорошо согласуется как с нижним

SEN > 0.71 и SEN < 0.34 соответственно. Оче-

пределом (<SEN>— сигма) = 0.43 для правого

видно, что эти распределения существенно разли-

распределения (первый тип поверхности с низким

чаются друг от друга. Они нормированы на 1 и

содержанием воды), так и с верхним пределом

имеют физический смысл распределений плотно-

(<SEN>+ сигма) = 0.55 для левого распределе-

стей вероятности для значений параметра SEN.

ния (третий тип грунта с высоким содержанием

Значительный вклад в ширину распределений вно-

воды). Таким образом, превышение массовой доли

сят статистические флуктуации исходных изме-

воды WEH значения 9 wt % может указывать на

третий тип поверхности с высоким содержанием

рений — отрицательные значения параметра SEN

воды в составе вещества.

для отдельных пикселов не имеют физического

смысла и возникают вследствие таких флуктуаций.

Однако следует учитывать, что на глобальной

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№6

2020

440

МАЛАХОВ

1.2

1.0

0.8

0.6

0.4

0.2

-2

-1

SEN

Рис. 4. Распределения значений SEN для пикселов первой и третьей гидрологических групп, представленные в форме

плотности вероятности (пунктирная и сплошная линии соответственно). Штрихпунктиром отмечена формальная граница

между распределениями при SEN(∗) = 0.5, при которой сравниваются плотности вероятности двух распределений.

карте Марса присутствуют обширные районы, со-

долей свободного льда в свободном объеме между

ответствующие второму типу поверхности с уме-

частицами реголита.

ренным усредненным содержанием воды, для ко-

Таким образом, проведенный в данном иссле-

торых SEN находится в интервале [0.34; 0.71] (и

довании анализ данных прибора ФРЕНД основан

соответственно среднее значение WEH находится

на поиске и отождествлении локальных областей

в пределах 5-15 wt %). Для таких районов во-

поверхности третьего типа с высоким содержанием

да в веществе присутствует не только вследствие

воды на фоне окружающей поверхности первого

адсорбции на частицах реголита, как для первого

типа c сухим грунтом. Ниже такие области на-

типа, или присутствием водяного льда в грунте, как

зываются SEN-области. Особый интерес пред-

для третьего типа поверхности, но также вслед-

ставляют области с поверхностью третьего типа,

ствие возможного наличия в грунте гидратирован-

для которых массовая доля воды превышает 20-

ных минералов. Можно предположить, что макси-

30 wt %. В этом случае свободный объем между

мальное содержание воды в гидратированных ми-

частицами реголита может оказаться недостаточ-

нералах не превышает 15 wt %. При этом массовая

ным для такого большого количества льда. В этом

доля химически связанной воды в веществе зависит

случае водяной лед становится породообразующим

как от числа молекул воды в химической формуле

компонентом вещества поверхности, его массовая

минерала, так и от массовой доли самого минерала

доля составляет десятки wt % и может прибли-

в грунте планеты.

жаться к 100 wt %. Области с такой большой

Поэтому анализ только данных измерений при-

массовой долей водяного льда предложено назы-

бора ФРЕНД не позволяет однозначно отожде-

вать льдистой вечной мерзлотой по аналогии с

ствить поверхность со вторым гидрологическим

областями на Земле.

типом. Необходимо привлекать результаты других

исследований. Так, например, наличие гидратиро-

ванных минералов на поверхности должно быть за-

ПОИСК ЛОКАЛЬНЫХ SEN-ОБЛАСТЕЙ С

метно по данным ИК-спектрометрии. Кроме этого,

ВЕРОЯТНЫМ ПРИСУТСТВИЕМ

массовая доля воды для поверхности второго типа

ЛЬДИСТОЙ ВЕЧНОЙ МЕРЗЛОТЫ НА

не обязательно требует присутствия в веществе

ПОВЕРХНОСТИ МАРСА

гидратированных минералов. Умеренное содержа-

ние воды в грунте может быть обеспечено суммар-

Поиск локальных SEN-областей проводился

ным вкладом адсорбированной воды и небольшой на основе анализа карты переменности излучения

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№6

2020

“ОАЗИСЫ” ЛЬДИСТОЙ ВЕЧНОЙ МЕРЗЛОТЫ

441

Таблица 1. Параметры нейтронного потока и оценки массовой доли воды для первого и третьего гидрологических

типов поверхности Марса

Типы поверхности

Среднее значение

Стандартное

Значение WEH для

распределения

отклонение для

среднего значения

значений SEN

распределения

SEN и стандартного

значений SEN отклонения SEN (wt %)

Первый тип: грунт с адсорбированной водой

0.95

0.52

3.08+7,73-1,87

Третий тип: льдистая вечная мерзлота

0.16

0.39

39.23+60,77-31,81

эпитепловых нейтронов, представленной парамет-

При оценке средних значений <SEN>для тесто-

ром SEN (рис. 1). Выбирались области с таким

вой и референсной групп пикселов использова-

набором замкнутых изоуровней SEN < 1, что при

лись исходные данные измерений отсчетов с соот-

понижении SEN уровни оказывались вложенными

ветствующими статистическими ошибками. Затем

в предыдущий изоуровень с большим значением

в выстроенной последовательности пикселов по

SEN. SEN-область характеризуется максималь-

аналогичному критерию отбирались группы 2, 3 и

ным изоуровнем SEN_out, который определяет ее

т.д. до нарушения условия значимости. Отобран-

границу, и минимальным изоуровнем в централь-

ным группам пикселов для группы 1, 2, 3 и т.д.

ной области SEN_min, который определяет мак-

сопоставлялись SEN-подобласти. Таким образом,

симальную степень ослабления потока эпитепло-

исходная SEN-область разбивалась на вложенные

вых нейтронов. Наибольший интерес представляют

друг в друга подобласти с монотонно повышаю-

“оазисы” льдистой вечной мерзлоты в окрестно-

щимся содержанием воды к центру. При этом по

сти экватора. Поэтому поиск был ограничен ши-

построению обеспечивалась статистическая досто-

ротным поясом от -30^◦ до 30^◦. Таким образом,

верность такого разбиения. На основе численного

были предварительно отобраны локальные SEN-

моделирования эксперимента ФРЕНД (см. выше)

области, внутри которых наблюдается значитель-

для отобранных SEN-областей и их подобластей

ное понижение SEN к центру; соответственно та-

выполнялись оценки среднего содержания воды.

кие SEN-области должны характеризоваться вы-

Предварительно отобранные SEN-области до-

соким содержанием воды.

полнительно проверялись по трем критериям: во-

Для каждой предварительно отобранной SEN-

первых, протяженность внешней границы области

области были выбраны референсные и тестовые

SEN_out не должна превышать 2 тыс. км — только

группы пикселей. Группа референсных пиксе-

в этом случае можно говорить о локальной SEN-

лей выбиралась в непосредственной окрестности

области. Ее характерная площадь на поверхности

SEN-области вне ее пространственной границы,

составляет в среднем 50 тыс. км2. Во-вторых,

для которой средний параметр SEN соответство-

средние значения SEN для тестовой и референсной

вал протяженной окрестности отобранной области.

групп пикселов должны иметь статистически зна-

На основе усреднения референсных пикселей

чимое различие >3σ, и, как правило, они должны

оценивалось значение SEN_ref . Как правило, группа

соответствовать третьему и первому типам поверх-

референсных пикселей выбиралась из условия их

ности соответственно.

принадлежности к первому типу поверхности.

Необходимо учитывать, что при поиске SEN-

Группа тестовых пикселей предварительно ото-

области на карте проводится перебор очень боль-

бранной SEN-области выбиралась внутри ее гра-

шой совокупности пикселов, вследствие чего мо-

ницы. Тестовые пикселы выстраивались в после-

жет оказаться отобранной случайно сгруппиро-

довательность по мере нарастания SEN от мини-

вавшаяся на карте группа пикселов с низкими

мального значения SEN_min, использовались зна-

значениями SEN. Для исключения такого ложного

чения SEN-карты, сглаженной гауссовым филь-

детектирования данные измерений были разделены

тром с окном 3.5^◦. В выстроенной последователь-

на две эквивалентные совокупности, соответству-

ности пикселей отбиралась группа 1, удовлетво-

ющие четным и нечетным порядковым номерам

ряющая условию значимости: среднее значение

телеметрических файлов. Для каждой предвари-

<SEN>₁ для группы 1 имеет значимость не менее

тельно отобранной SEN-области проводился тест

3σ относительно референсного значения SEN_ref .

на сравнение карт, построенных на основе данных

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№6

2020

442

МАЛАХОВ

0.2

0.4

0.6

0.8

1.0

1.2

1.4

1.6

SEN

175

170

165

160

155

175

170

165

160

155

Рис. 5. SEN-область #1 вблизи Medusa Fossae. Цветом обозначены уровни SEN и значения WEH в соответствии со

шкалой. Бордовая штриховка — референсный район. В центре заштрихован район SEN #1 (см. табл. 2). Карта сглажена

с гауссовскимфильтромс ширинойна полувысоте3.5^◦. Рельефнанесенпо даннымMOLA (Смит,2001). Цветовая шкала,

штриховка и рельеф на последующих рисунках аналогично этому.

четной и нечетной совокупности файлов. Детек-

37 тыс. км²), который имеет ослабление потока

тирование SEN-области считалось выполненным,

эпитепловых нейтронов относительно ближайшей

если на “четной” и “нечетной” картах совпадало

референсной области со статистической значимо-

большое число пикселов независимо отобранных

стью 3.3 σ. Следует отметить, что SEN-область #1

SEN-областей.

проходит критерий ТЧН при значимостях 2.0 σ и

Ниже этот третий тест для предварительно ото-

3.4 σ соответствующих областей, но при этом число

бранных SEN-областей упоминается как Тест

совпавших пикселов равно 12.

четности-нечетности или ТЧН.

Оценка средней массовой доли воды в SEN-

области #1 составляет 82.0 wt % с нижним пре-

SEN-ОБЛАСТИ В ОКРЕСТНОСТИ

делом около 30 wt % (табл. 2). При этом среднее

ЭКВАТОРА С ВОЗМОЖНЫМ

содержание воды в прилегающей референсной об-

ПРИСУТСТВИЕМ ЛЬДИСТОЙ ВЕЧНОЙ

ласти составляет 7.9 ± 1.8/1.3 wt %. Такое высокое

МЕРЗЛОТЫ

содержание WEH в SEN-области указывает на

то, что вещество практически полностью состоит

Для детального анализа выбраны наиболее ин-

из водяного льда. Эта интерпретация косвенно

тересные локальные SEN-области в экваториаль-

подтверждается тем, что данные орбитальных на-

ной полосе ±30^◦ по широте как с точки зрения

блюдений экспериментов OMEGA и CRISM не

низких значений параметра SEN, так и с учетом

указывают на наличие гидратированных минералов

их близости к интересным геоморфологическим

на поверхности (Картер и др., 2013).

районам на Марсе (рис. 1 и 3, табл. 2).

Наиболее вероятным процессом формирования

поверхности района Medusa Fossae в литерату-

Район Medusa Fossae

ре считается результат вулканической активности,

SEN-область #1 находится недалеко от Medusa

выбросивший массивный слой мягкого и пори-

Fossae (рис.

5, табл.

2). В области можно

стого материала на поверхность (Брэдли, 2002).

отождествить только один статистически значи-

Этот слой мог накрыть и сохранить под собой

мый центральный район (12 пикселов, площадь

реликтовый лед, оставшийся со времен, когда в

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№6

2020

“ОАЗИСЫ” ЛЬДИСТОЙ ВЕЧНОЙ МЕРЗЛОТЫ

443

Таблица 2. Характеристики отобранных районов с повышенным содержанием воды

Наименование

Координаты

SEN-

Содержание

Размер,

Значимость

района

(широта; долгота)

область

воды, wt %

тыс. км²

детектирования, σ

Medusa Fossae

-165: -10

81.96+18,04-52,45

3.34

Olympus Mons

-143; 13

100+0-77,36

3.00

21.01+20,34-7,33

3.10

Ascraeus Mons

-105; 15

100+0-80,30

3.53

10.02+5,92-3,08

3.00

Xanthe Terra

-45; 5

81.91+18,09-44,19

8.13

100+0-80,61

3.4

16.83+36,93-8,05

2.96

72.80+27,20-51,63

4.54

18.81+22,50-7,55

4.18

Arabia Terra

40; 10

88.95+11,05-63,53

3.34

36.02+62,51-15,71

3.42

5c.1

49.78+50,22-27,34

3.41

5c.2

33.04+58,47-14,53

3.26

Orcus Patera

176; 17

100+0-60,93

5.05

34.19+65,81-18,79

3.45

Zephyria Mesnae

175; -12

100+0-58,19

4.69

этом районе мог находиться марсианский полюс.

WEH =

21.0+20,3-7,8 wt %. Ее площадь составляет

Это хорошо объясняет повышенное содержание

около 61 тыс. км² (20 пикселов). При этом среднее

воды на глобальном масштабе формации Medusa

содержание воды в прилегающей референсной об-

Fossae, однако на появление локального льда, де-

ласти составляет 5.7 ± 1.1/0.8 wt %.

тектированного прибором ФРЕНД, вероятно, вли-

Очевидно, что в центральной подобласти #2a

яют дополнительные локальные геоморфологиче-

возможной формой воды может быть слой водя-

ские особенности.

ного льда. Для внешней подобласти #2b такого

однозначного утверждения сделать нельзя, массо-

вая доля воды в гидратированных минералах также

Юго-западная окрестность Olympus Mons

может соответствовать нижней оценке при усло-

К юго-западу от Olympus Mons располагается

вии, что такие минералы заполняют весь припо-

SEN-область #2 (табл. 2). Статистическая обес-

верхностный объем указанной подобласти. Однако

печенность данных для этой области позволила

данные орбитальной ИК-спектрометрии прибора-

разбить ее на две концентрическое подобласти #2a

ми CRISM и OMEGA не подтверждают наличие

в центре и #2b вокруг центра со статистическими

таких минералов в окрестности SEN-области #2

значимостями около 3 σ каждая (рис. 6 и табл. 2).

(Картер и др., 2013). Поэтому и в этой подобласти

SEN-область #2 имеет 7 совпадающих пикселов

#2b наиболее вероятной формой воды в грунте так-

для теста ТЧН.

же является водяной лед, смешанный с реголитом.

Оценка WEH для подобласти #2a (объединяет

В литературе большое внимание уделяется

13 пикселов) с площадью около 40 тыс. км² при-

гидрологическим процессам на горе Олимп и в

ближается к 100 wt %. Во внешней подобласти #2b

его северо-западной окрестности (Базилевский

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№6

2020

444

МАЛАХОВ

0.2

0.4

0.6

0.8

1.0

1.2

1.4

SEN

155

150

145

140

135

130

125

155

150

145

140

135

130

125

Рис. 6. Район SEN #2 вблизи Olympus Mons.

и др., 2006; де Блазио, 2011). Обнаруженная

c площадью 70 тыс. км² (24 пиксела) содержит

SEN-область

#2 находится на юго-западе от

гораздо меньшее содержание воды в грунте WEH

горы вне этой зоны. Данные измерений высоты

10+5,9-3,1 wt %. При этом среднее содержание

поверхности прибором MOLA (Смит и др., 2001)

воды в прилегающей референсной области состав-

также не обнаруживают в районе области #2

ляет 3.4 ± 0.6/0.5 wt %.

локальной низменности, в которой могла бы

накапливаться вода, стекавшая с юго-западного

Происхождение SEN-области

#3, вероятно,

склона Олимпа в теплые периоды гидрологической

связано с формированием ледника на северном

истории планеты (Палумбо, Хед, 2018). С другой

склоне самой северной горы массива Tharsis,

стороны, на всей поверхности SEN-области #2

что было предсказано у Винсендона (2010). На

практически отсутствуют даже небольшие ударные

больших высотах водяной пар атмосферы может

кратеры — возможно, этот факт указывает на

конденсироваться в лед на холодных склонах

льдистый характер приповерхностного слоя, в

горы. Предпочтение северным склонам при этом

котором образующиеся во время удара кратеры

объясняется пониженным тепловым потоком от

сразу же заполняются растопившейся водой.

солнечного излучения и розой ветров.

Гора Ascraeus Mons

Район Xanthe Terra

Напротив, детектирование SEN-области #3 на

SEN-область #4, обнаруженная в Xanthe Terra,

склоне Ascraeus Mons, располагающейся в долине

расположена в районе русла и устья древней реки

Tharsis, вполне ожидаемо. Достоверность этого де-

(рис. 8 и табл. 2), что свидетельствует о наличии в

тектирования подтверждается тестом ТЧН с хоро-

прошлом на поверхности этой области свободной

шим совпадением статистически значимых SEN-

воды (Родригез и др., 2005). SEN-oбласть #4

областей на картах, построенных по данным четных

состоит из пяти несвязанных компонентов (рис. 8)

и нечетных последовательностей файлов.

#4a-4e, причем можно предположить, что все

SEN-область #3 также может быть разбита

они являются вполне реальными. Действительно,

на две концентрических подобласти #3a в центре

сравнение результатов картографирования SEN-

и #3b (рис. 7 и табл. 2). Поверхность централь-

области #4 на основе теста ТЧН показывает хоро-

ной подобласти #3a с относительно небольшим

шее совпадение пикселов с очень низкими значе-

размером 11 тыс. км² (4 пиксела), вероятно, со-

ниями SEN. Число таких пикселов для всей SEN-

стоит из чистого льда. Окружающая область #3b

области #4 превышает 80.

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

2020

№6

446

МАЛАХОВ

В табл. 2 приведены оценки площади и содер-

массовой доли воды в грунте: на карте гидрологи-

жания воды для каждого из компонентов SEN-

ческих типов поверхности (рис. 2) можно заметить,

области #4. Для компонентов 4a, 4b, 4d величи-

что плотность локальных областей синего цвета на

ны WEH значительно превышают 15 wt %, что

общем фоне поверхности голубого цвета гораздо

позволяет предположить присутствие в грунте этих

выше, чем в любых других районах в пределах

районов свободного водяного льда. С другой сто-

пояса экваториальных и умеренных широт. Так,

роны, оценки WEH для компонентов 4c, 4e вполне

в сегменте поверхности района Arabia в преде-

согласуются с присутствием гидратированных ми-

лах 0^◦-50^◦долготы и 0^◦-30^◦широты поверхность,

нералов. Среднее содержание воды в прилегаю-

отмеченная синим цветом, со средним значением

щей референсной области составляет 3.5 ± 0.5/0.4

WEH >15 wt % составляет 12% от полной площа-

wt %.

ди, в то время как для всей остальной поверхно-

По данным орбитальных спектрометрических

сти в пределах широкого широтного пояса -40^◦-

измерений экспериментов CRISM и OMEGA из-

40^◦ суммарная площадь поверхности со средним

вестно, что на поверхности SEN-области #4 на-

значением WEH >15 wt % составляет всего 2.6%.

блюдается присутствие гидратированных минера-

В этой связи большой интерес представляет по-

лов (Картер и др., 2013). С другой стороны, сравне-

иск в районе Arabia локальных SEN-областей,

ние пространственного расположения таких мине-

для которых содержание воды может достигать

ралов с данными нейтронного картографирования

значительно больших значений, чем те, которые

показывает, что они не совпадают с обнаружен-

характеризуют этот район в среднем.

ными компонентами SEN-области #4 с высоким

В качестве наиболее выразительного примера

содержанием воды (рис. 8). Этот факт, впрочем, не

возможных “оазисов” льдистой вечной мерзлоты

исключает отождествления части компонентов с не

в районе Arabia можно рассмотреть SEN-область

слишком высоким содержанием воды с районами

#5, расположенную в восточной экваториальной

залегания гидратированных минералов — доста-

точно предположить, что их покрывает тонкий слой

части района Arabia вблизи Naktong Vallis и вклю-

сухого реголита. Нейтронное зондирование позво-

чающую триплет пространственных компонентов

ляет обнаружить гидратацию вещества в верхнем

5a, 5b и 5c (рис. 9). Достоверность простран-

слое толщиной около 1 м, в то время как данные

ственного разрешения SEN-области на триплет

ИК-спектрометрии характеризуют состав только

подтверждается тестом ТЧН: число совпадающих

тонкого поверхностного слоя.

пикселов с предельно низкими значениями SEN

Таким образом, данные эксперимента ФРЕНД

для области #5 превышает 30.

для SEN-области #4 в целом подтверждают ра-

Площади и оценки содержания воды для ком-

нее полученные сведения о наличии значительной

понентов #5a — 5c представлены в табл. 2. Ока-

массы гидратированных минералов районе Xanthe

залось, что статистическая значимость компонента

Terra. Важным дополнением, полученным на осно-

#5c достаточно высока для возможности ее про-

ве данных эксперимента, является тот факт, что в

странственного разрешения на концентрические

нескольких локальных районах оценка содержания

подобласти #5c.1 и #5c.2 (рис. 9). Самая большая

воды оказывается слишком большой для отож-

массовая доля воды обнаружена для компонента

дествления вещества этих районов с гидратирован-

#5a, при среднем значении около 90 wt % нижний

ными минералами. В таких районах, как 4a, 4b, 4d,

предел 25 wt % на уровне 1 σ все еще слишком

вещество поверхности может состоять преимуще-

велик для отождествления вещества с гидратиро-

ственно из водяного льда до глубины около 1 м.

ванными минералами. Средние оценки WEH для

других компонентов #5b, #5c.1 и #5c.2 меньше,

Район Arabia

чем для компонента #5a, но и для них нижние

пределы около 20 wt % на уровне 1 σ также велики

Обширный район Arabia представляет особый

для гидратированных минералов. Среднее содер-

интерес для понимания гидрологической эволюции

жание воды в прилегающей референсной области

Марса. Уже на основе самых первых данных ней-

составляет 4.7 ± 1.8/1.2 wt %.

тронного зондирования планеты было обнаружено,

что среднее содержание воды в грунте Арабии

Таким образом, SEN-область #5 района Arabia,

в несколько раз превышает значения для других

вероятно, представляет собой пространственно

экваториальных районов Марса и может достигать

разнесенные “оазисы” льдистой вечной мерзлоты,

значений порядка 10 wt %. Вопрос о происхож-

причем наличие относительно большого числа

дении этой гидрологической особенности района

похожих локальных SEN-областей в этом рай-

Arabia не решен.

оне позволяет предположить, что аналогичные

На глобальных картах Марса видно, что район

“оазисы” имеются в других местах этого обшир-

Arabia демонстрирует повышенную переменность

ного района.

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№6

2020

“ОАЗИСЫ” ЛЬДИСТОЙ ВЕЧНОЙ МЕРЗЛОТЫ

447

0.2

0.4

0.6

0.8

1.0

1.2

1.4

1.6

SEN

Рис. 9. Область SEN #5 и три подобласти, вблизи Naktong Vallis.

Район Orcus Patera

льдистой вечной мерзлоты делает его особенно ин-

тересным для дальнейших исследований с учетом

SEN-область #6 севернее района Orcus Patera

возможного соседства массива водяного льда ло-

имеет самый маленький размер среди рассмотрен-

кальной областью геотермальной активности. Если

ных в данной статье, при этом имеет достаточ-

на современном Марсе существуют примитивные

но высокую статистическую значимость и хорошо

организмы, то резервуар теплой воды под поверх-

удовлетворяет тесту ТЧН (рис. 10 и табл. 2).

ностью района Orcus Patera может оказаться наи-

более благоприятным местом для их обитания.

Несмотря на относительно небольшой размер,

эта SEN-область может быть пространственно

разрешена на два компонента c разными оценками

Район Zephyria Mesnae

содержания воды: #6a (5 пикселей) с оценкой

SEN-область #7 в районе Zephyria Mesnae

WEH около 100 wt % и #6b (6 пикселей) с оценкой

расположена в южной окрестности вулкана

WEH 34 wt %. Очевидно, такая высокая массовая

Appolinaris Mons (рис. 11 и табл. 2) и является,

доля не может быть объяснена ничем, кроме при-

как и SEN #1, частью формации Medusa Fossae.

сутствия в грунте водяного льда. Среднее содер-

Эта область имеет высокую статистическую

жание воды в прилегающей референсной области

значимость детектирования, и ее достоверность

составляет 4.1 ± 1.0/0.8 wt %.

подтверждается тестом ТЧН (совпадают более

15 пикселов).

Район Orcus Patera имеет необычную геомор-

фологическую природу (ван дер Колк и др., 2001):

Область #7 c размером 93 тыс. км² имеет оцен-

ку содержания воды на уровне водяного льда с

он находится вблизи района с обширной вулкани-

ческой активностью в прошлом (Вошер и др., 2009)

нижним пределом массовой доли около 40 wt % (на

и геотермальной активности в настоящее время.

уровне 1σ). Среднее содержание воды в прилегаю-

Исследования его рельефа позволяют предполо-

щей референсной области составляет 5.9 ± 1.1/0.9

жить, что сравнительно недавно на поверхности

wt %.

присутствовали озера (Фэран и др., 2005). От-

Обращает на себя внимание сходство рас-

крытие в районе Orcus Patera вероятного “оазиса” положения SEN-области

вблизи вулкана

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№6

2020

448

МАЛАХОВ

170

175

180

этого отношения для современной марсианской

атмосферы.

Поверхность второго типа имеет грунт с мас-

совой долей воды от 5 до 15 wt %. Ее доля в

широтном поясе от -50^◦до 50^◦составляет около

42%. В грунте этого гидрологического типа, кроме

адсорбированной воды, могут быть молекулы в со-

ставе гидратированных минералов, и также нельзя

исключить небольшое количество водяного льда

в порах между частицами реголита. Отношение

дейтерия к водороду для этой формы воды соот-

ветствует древней эпохе, в которую формировались

эти минералы.

Наконец, поверхность третьего гидрологиче-

ского типа с высоким содержанием воды веро-

ятнее всего является льдистой вечной мерзлотой.

Массовая доля воды может меняться от примерно

15-30 wt %, когда лед заполняет поры между

частицами реголита в грунте, до величины около

десятков wt % и даже до 100 wt %, когда лед явля-

ется породообразующим веществом, о чем писали

Бойнтон и др. (2007б).

На умеренных широтах Марса поверхность тре-

тьего типа присутствует только в относительно

170

175

180

небольших локальных областях, всего 2.6% от

общей поверхности, исключая обширный район

Рис. 10. Область SEN #6, Orcus Patera.

Arabia, где доля этой поверхности повышается до

12%. Области поверхности третьего типа характе-

ризуются значительным понижением излучаемого

Appolinaris с аналогичным расположением SEN-

потока эпитепловых нейтронов, и поэтому назва-

области #2 вблизи Olympus Mons и SEN-области

ны SEN-областями. Свободный лед в “оазисах”

#3 на склоне вулкана Ascraeus Mons. Можно

вечной мерзлоты мог скопиться во время одного

предположить, что образование и/или присутствие

из прошедших ледниковых периодов Марса, ко-

“оазисов” льдистой вечной мерзлоты в окрестности

гда большое наклонение его оси способствовало

марсианских вулканов может иметь схожую при-

формированию ледников вблизи экватора (Шульц,

чину, связанную с сохранением водяного слоя под

Лутц, 1988).

сухим слоем выбросов в результате вулканической

В настоящей статье представлены данные о се-

активности.

ми наиболее интересных локальных SEN-областях

с высокой концентрацией воды в приповерхност-

ном грунте в окрестности экватора Марса, обнару-

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

женных по данным нейтронного телескопа ФРЕНД

Полученные оценки массовой доли воды в при-

благодаря его высокому пространственному разре-

поверхностном слое вещества Марса позволяют

шению.

судить о том, в какой форме вода присутствует в

В список вошли SEN-области, детектирование

грунте. Показано, что на умеренных и экватори-

которых на фоне статистических флуктуаций от-

альных широтах преобладают два гидрологических

счетов в пикселах нейтронной карты имеет высо-

типа поверхности. Так, в широтном поясе от -50^◦

кую статистическую значимость. Оказалось, что

до 50^◦ доля поверхности первого типа с грунтом

практически каждая область находится в районе

до 5 wt % воды составляет около 55% (рис. 2).

с необычными геоморфологическими свойствами,

Предполагается, что вода в грунте поверхности

которые, вероятно, оказались благоприятными для

этого типа адсорбирована на частицах реголита.

образования локальных областей льдистой вечной

Вода попадает в грунт из атмосферы планеты, и

мерзлоты. По аналогии с локальными водосодер-

ее массовая доля определяется условиями баланса

жащими районами в пустынях на Земле, эти об-

между процессами конденсации и сублимации в

ласти названы “оазисами”. Список таких областей

верхнем слое поверхности. Можно предположить,

будет расширен на основе дальнейшего анализа

что отношение дейтерия к водороду в грунте пер-

данных измерений и по мере накопления стати-

вого гидрологического типа совпадает с величиной

стики отсчетов для пикселов карты нейтронного

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№6

2020

“ОАЗИСЫ” ЛЬДИСТОЙ ВЕЧНОЙ МЕРЗЛОТЫ

449

0.5

1.0

1.5

SEN

160

165

170

175

180

160

165

170

175

180

Рис. 11. Область SEN#7 вблизи вулкана Appolinaris Mons.

излучения Марса. В частности, особое внимание

содержанием водяного льда безусловно представ-

будет уделено каньону Valles Marineris с учетом

ляют практический интерес для планирования бу-

опубликованных аргументов в пользу возможного

дущих марсианских пилотируемых экспедиций.

присутствия ледников на его дне (Гурронк и др.,

Работа выполнена при поддержке гранта Рос-

2014).

сийского научного фонда № 19-72-10144.

Именно экваториальные районы льдосодержа-

щей вечной мерзлоты представляют наибольший

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

интерес для изучения Марса. Во-первых, водяной

1. Базилевский и др. (A.T. Basilevsky, S.C. Werner, and

лед мерзлоты должен иметь растворенные соеди-

G. Neukum), Geophys. Res. Lett. 33, L13201 (2006).

нения и примеси, состав которых характеризует

2. де Блазио (F.V. de Blasio), Earth and Planet. Sci.

природную среду и климат планеты в эпоху фор-

Lett. 312, 126 (2011).

мирования мерзлоты. Во-вторых, ледяной “оазис”

3. Бойнтон и др. (W.V. Boynton, G.J. Taylor, and

может включать высокомолекулярные соединения

L.G. Evans), J. Geophys. Res. 112, E12S99 (2007a).

или биохимические структуры, свидетельствующие

4. Бойнтон и др. (W.V. Boynton, W.C. Feldman, and

о присутствии на планете примитивных форм жиз-

S.W. Squyres), Science 297, 81 (2007б).

ни. В-третьих, близкое расположение приповерх-

5. Брэдли и др. (B.A. Bradley, S.E.H. Sakimoto,

ностных ледников и геотермальных областей мо-

H. Frey), Journal of Geophysical Research E: Planets

жет приводить к образованию водных резервуаров

107, 2-1 (2002).

под поверхностью современного Марса, которые

6. Ваго и др. (J. Vago, O. Witasse, and H. Svedhem),

могут быть благоприятной средой обитания для

Solar System Res. 49, 518 (2015).

примитивных форм марсианской жизни. Наконец,

7. Винсендон и др (M. Vincendon, F. Forget, and

данные об “оазисах” вблизи экватора с высоким

J. Mustard), J. Geophys. Res. 115, E10001 (2010).

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№6

2020

450

МАЛАХОВ

8. Вошер и др. (J. Vaucher, D. Baratoux, and

20. Митрофанов и др. (I.G. Mitrofanov, A.B. Sanin,

N. Mangold), Icarus 204, 418 (2009).

D.V. Golovin, M.L. Litvak, A.A. Konovalov,

9. Геллер, Кларк (R. Gellert and B.C. Clark), Elements

A.S. Kozyrev, A.V. Malakhov, M.I. Mokrousov,

11, 39 (2015).

et al.), Astrobiology 8, 793 (2008).

10. Гурронк и др. (M. Gourronc, O. Bourgeois, and

21. Митрофанов и др. (I.G. Mitrofanov, A. Malakhov,

D. M `ege), Geomorphology 204, 235 (2014).

B. Bakhtin, D. Golovin, A. Kozyrev, M. Litvak,

11. Гротзингер (J.P. Grotzinger), Science

343,

386

M. Mokrousov, A. Sanin, et al.), Space Sci. Rev. 214,

(2014).

86 (2018).

12. Джакоски и др. (B.M. Jakosky, M.T. Mellon, and

22. Морис и др. (S. Maurice, W. Feldman, and B. Diez),

E.S. Varnes), Icarus 175, 58 (2005).

J. Geophys. Res. E: Planets 116, E11008 (2011).

13. Дрейк и др. (D.M. Drake, W.C. Feldman, and

23. Палумбо, Хед (A.M. Palumbo and J.W. Head),

B.M. Jakosky), J. Geophys. Res. 93, 6353 (1988).

Geophys. Res. Lett. 45, 10249 (2018).

14. Картер и др. (J. Carter, F. Poulet, and J.-P. Bibring),

J. Geophys. Res.: Planets 118, 831 (2013).

24. Родригез и др. (J.A.P. Rodriguez, S. Sasaki, and

15. Ван дер Колк и др. (D.A. van der Kolk, K.L. Trib-

R.O. Kuzmin), Icarus 175, 36 (2005).

Bett, and E.B. Grosfils), 32nd Ann. Lunar and Planet.

25. Смит и др. (D.E. Smith, M.T. Zuber, and H.V. Frey),

Sci. Conf. 1085 (2001).

J. Geophys. Res. E: Planets 106, 23689 (2001).

16. Литвак и др. (M.L. Litvak, I.G. Mitrofanov,

26. Фиалипс и др. (C.I. Fialips, J.W. Carey, and

A.S. Kozyrev, et al.), J. Geophys. Res. 112, E03S13

D.T. Vaniman), Icarus 178, 74 (2005).

(2007).

27. Форже и др. (F. Forget, K.M. Haberle, and

17. МакКей, Стокер (C.P. McKay and C.R. Stoker), Rev.

F. Montmessin), Science 311, 368 (2006).

Geophys. 27, 189 (1989).

28. Фэран и др. (A.G. Fair ´en, J.M. Dohm, and

18. Митрофанов и др. (I.G. Mitrofanov, D. Anifimov,

E.R. Uceda), Planet. and Space Science 53, 1355

A. Kozyrev, et al.), Science 297, 78 (2002).

(2005).

19. Митрофанов и др. ( I.G. Mitrofanov, M.L. Litvak,

A.S. Kozyrev, et al.), Solar System Res. 38, 253

29. Шульц, Лутц (P.H. Schultzand and A.B. Lutz),

(2004).

Icarus 73, 91 (1988).

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№6

2020