1. На главную
  2. Электронные версии
  3. Астрономический журнал
  4. T. 97, № 7, 2020

Астрономический журнал, 2020, T. 97, № 7, стр. 608-616

Убегание атомов кислорода из атмосферы при протонных полярных сияниях на Марсе

В. И. Шематович 1, *, Е. С. Калиничева 1

1 Институт астрономии РАН
Москва, Россия

* E-mail: shematov@inasan.ru

Поступила в редакцию 13.01.2020
После доработки 03.03.2020
Принята к публикации 30.03.2020

Полный текст (PDF)

Аннотация

Представлены результаты модельных расчетов скорости потери атомов кислорода из атмосферы Марса, вызванные высыпанием протонов и атомов водорода (H/H+) с высокими энергиями из плазмы солнечного ветра. Проникновение протонов и атомов водорода с высокими энергиями из плазмы солнечного ветра в верхнюю атмосферу Марса на высотах 100–250 км сопровождается переносом импульса и энергии в столкновениях с основным компонентом – атомарным кислородом. Данный процесс рассматривается как разбрызгивание атмосферного газа при протонных полярных сияниях и сопровождается образованием убегающих из атмосферы потоков надтепловых атомов водорода и кислорода. В расчетах скорости образования надтепловых атомов кислорода использована модификация кинетической модели Монте-Карло, разработанной ранее для анализа данных измерений приборов MEX/ASPERA-3 на борту космического аппарата (КА) Mars Express и M-AVEN/SWIA на борту КА MAVEN. В работе исследованы процессы кинетики и переноса горячих атомов кислорода в переходной области (от термосферы к экзосфере) верхней атмосферы Марса. Рассчитаны функции распределения надтепловых атомов кислорода по кинетической энергии. Показано, что при протонных полярных сияниях на Марсе экзосфера населяется значительным количеством надтепловых атомов кислорода с кинетическими энергиями вплоть до энергии убегания 2 эВ, т.е. образуются как дополнительная к фотохимическим источникам горячая фракция кислородной короны, так и нетепловой поток убегания атомарного кислорода из атмосферы Марса за счет высыпания протонов и атомов водорода. Протонные полярные сияния являются спорадическими авроральными событиями. Соответственно в условиях экстремальных солнечных событий – солнечных вспышек и корональных выбросов массы – величина потока убегания горячих атомов кислорода, индуцированного процессами высыпания, может становиться преобладающей над фотохимическими источниками, как следует из оценок, полученных на основе недавних наблюдений КА MAVEN.

1. ВВЕДЕНИЕ

Известно, что разбрызгивание атмосферного газа при протонных полярных сияниях сопровождается образованием убегающих из атмосферы потоков надтепловых атомов водорода и кислорода [1]. Для оценки скорости образования надтепловых атомов кислорода может быть использована кинетическая Монте-Карло модель [2], описывающая процессы высыпания в планетную атмосферу частиц с высокими энергиями из плазмы солнечного ветра и/или магнитосферы планеты. Такое исследование представляется интересным и важным, так как в условиях экстремальных солнечных событий – солнечных вспышек и корональных выбросов массы, – величина индуцированного процессами высыпания потока убегания горячих атомов кислорода может становиться преобладающей над фотохимическими источниками, как следует из оценок, полученных на основе недавних наблюдений КА MAVEN [3].

Наблюдения с помощью прибора “Спектроскопия для исследования характеристик атмосферы Марса” (SPICAM) на борту космического аппарата Mars Express – MEX [4, 5] и ультрафиолетового спектрографа для визуализации (IUVS) на борту космического аппарата “Марсианская атмосфера и эволюция летучих компонентов” (MAVEN) на Марсе [6, 7] зафиксировали широкий круг авроральных явлений, включающий дискретные и диффузные электронные и протонное полярные сияния на Марсе. Дискретные и диффузные сияния образуются за счет высыпания электронов с высокими энергиями [4, 6]. В наблюдениях с помощью прибора MEX/SPICAM [5] и спектрографа MAVEN/IUVS [7] был открыт третий тип, так называемые протонные сияния, вызываемые высыпанием протонов и атомов водорода из солнечного ветра [7]. В отличие от электронных полярных сияний, протонные сияния наблюдаются исключительно на дневной стороне Марса и характеризуются повышенной яркостью излучения водорода в линии Lyα (121.6 нм) в диапазоне высот 120–150 км при наблюдениях на лимбе [7]. Эти протонные авроральные события связаны с возмущениями солнечного ветра и популяцией протонов в солнечном ветре перед планетой, ранее идентифицированных анализатором ионов солнечного ветра (SWIA) на борту КА MAVEN [8]. Следует отметить, что диффузное электронное и протонное сияния, открытые на Марсе, сильно отличаются от сопоставимых типов на Земле и других планетах [6, 7].

Экзосфера (или корона) Марса в основном населена атомарным и молекулярным водородом и простирается на несколько марсианских радиусов [9]. Протоны солнечного ветра, как правило, отклоняются от проникающих в атмосферу Марса баллистических траекторий препятствием – индуцированной магнитосферой Марса. В то же время атомы водорода, образующиеся в столкновениях перезарядки с распределением по энергии, аналогичным исходному спектру кинетических энергий протонов солнечного ветра, не подвергаются воздействию электромагнитных полей и, следовательно, могут проникать глубоко в атмосферу, где они сталкиваются с атмосферными газами, вызывая целый ряд авроральных явлений. В частности, происходит возбуждение свечения атомов водорода в линии Lyα [5, 7] и образование фракции надтепловых атомов кислорода [1] за счет поглощения энергии высыпающихся частиц – протонов и атомов водорода.

Солнечное воздействие на верхние слои атмосферы Марса осуществляется как за счет поглощения мягкого рентгеновского и жесткого ультрафиолетового солнечного излучения, так и за счет действия плазмы солнечного ветра, и приводит к образованию протяженной нейтральной короны, заселенной надтепловыми (горячими) атомами Н, С, N и О (см., например, [10, 11]). Теоретические исследования показывают, что основным источником надтепловых частиц являются фотохимические источники, а именно, экзотермические реакции атмосферной фотохимии и, в особенности, диссоциативная рекомбинация ионов молекулярного кислорода с ионосферными электронами [1, 10, 11]. Одним из первых и важных результатов КА MAVEN было подтверждение в наблюдениях при помощи спектрографа IUVS (Imaging UV Spectrograph) присутствия протяженной короны из атомов водорода, углерода и кислорода [6, 12]. Населенность и размер горячей короны изменяются, в частности, за счет притока плазмы солнечного ветра и локальных потоков захваченных из ионосферы ионов в планетную экзосферу. В наблюдениях приборов SWIA (Solar Wind Ion Analyzer) и SEP (Solar Energetic Particles) в атмосфере Марса была открыта популяция протонов с энергиями, близкими к энергии солнечного ветра, но на высотах порядка ~150–250 км [8]. Соответственно возникла необходимость оценить возможный вклад процессов высыпания частиц Н/Н+ в образование фракции надтепловых атомов кислорода на высотах 100–300 км верхней атмосферы Марса.

Таким образом, для исследования распределения тепловой и надтепловой фракций атомарного кислорода в верхней атмосфере планеты земного типа необходима разработка теоретической модели образования кислородной короны с учетом всех потенциально возможных фотохимических и плазменных источников горячих атомов кислорода. В данной работе рассматривается образование фракции надтепловых атомов кислорода в столкновениях атмосферных атомов кислорода с протонами и атомами водорода, высыпающимися с высокими кинетическими энергиями из плазмы солнечного ветра. Для этого в кинетической модели Монте-Карло горячей кислородной короны [13] учтен источник свежих надтепловых атомов кислорода за счет процессов высыпания на основе общей методики стохастического моделирования источников, кинетики и динамики надтепловых частиц в планетных атмосферах [14]. Необходимо отметить, что исследованный в данной работе вклад процессов высыпания ранее был предложен как источник надтепловых и сверхтепловых атомов кислорода для полярной верхней атмосферы Земли [15]. Разработанная модель также была использована для интерпретации наблюдений надтепловых атомов водорода и кислорода, проводящихся в настоящее время при помощи детекторов энергетических нейтральных атомов ASPERA-3 на КА Mars Express [16].

2. ЧИСЛЕННАЯ МОДЕЛЬ ОБРАЗОВАНИЯ ГОРЯЧИХ АТОМОВ КИСЛОРОДА В ПРОЦЕССАХ ВЫСЫПАНИЯ Н/Н+ ЧАСТИЦ С ВЫСОКИМИ ЭНЕРГИЯМИ

Взаимодействие высыпающихся энергичных протонов солнечного ветра с основными атмосферными компонентами включает перенос импульса и энергии в упругих и неупругих столкновениях, ионизацию атмосферных молекул и атомов, а также столкновения с переносом заряда и захватом электрона. Энергичные атомы водорода, образующиеся в процессах перезарядки протонов с высокими кинетическими энергиями, также в дальнейшем взаимодействуют с основными компонентами атмосферы, что сопровождается переносом импульса и кинетической энергии в упругих и неупругих столкновениях, и процессах ионизации и отрыва электрона (т.е. ионизацией ударяющего атома водорода). Следовательно, взаимодействие высыпающихся потоков протонов с основными нейтральными компонентами атмосферного газа следует рассматривать как каскадный процесс, который сопровождается образованием нарастающего множества поступательно и внутренне возбужденных частиц окружающего атмосферного газа. Для анализа проникновения потока энергичных частиц H+/H солнечного ветра в верхнюю атмосферу Марса использована модификация кинетической Монте-Карло модели (для дальнейшего удобства обозначенной как КММК-1), разработанной ранее для анализа данных измерений приборов MEX/ASPERA-3 на борту космического аппарата (КА) Mars Express и MAVEN/SWIA на борту КА MAVEN [2, 17]. В исследуемом случае протонных полярных сияний на Марсе процессы высыпания можно рассматривать как дополнительный источник надтепловых атомов кислорода [15, 16], образующихся в результате атмосферного разбрызгивания частицами H+/H основного компонента верхней атмосферы – атомарного кислорода. Соответственно одним из последствий проникновения высыпающегося потока частиц H+/H солнечного ветра с высокими энергиями в верхние слои атмосферы является производство надтепловых атомов кислорода Oh при передаче импульса в упругих и неупругих столкновениях с атмосферным кислородом Oth:

(1)
${{{\text{H}}}^{ + }}({\text{H}}) + {{{\text{O}}}_{{th}}} \to {{{\text{H}}}^{ + }}({\text{H}}) + {{{\text{O}}}_{h}}.$

Свежие надтепловые атомы кислорода теряют избыточную кинетическую энергию при столкновениях с другими частицами атмосферы и распространяются в переходной области между термосферой и экзосферой [15, 16]. Их кинетика и перенос описываются кинетическим уравнением Больцмана:

(2)
$\begin{gathered} {v}\frac{\partial }{{\partial r}}{{f}_{{{\text{O}}h}}} + s\frac{\partial }{{\partial {v}}}{{f}_{{{\text{O}}h}}} = \\ = {{Q}_{{{\text{O}}h}}}({v}) + \mathop \sum \limits_{M = {\text{O}},{{{\text{N}}}_{2}},{{{\text{O}}}_{2}}} {{J}_{{mt}}}\left( {{{f}_{{{\text{O}}h}}},{{f}_{M}}} \right), \\ \end{gathered} $
где ${{f}_{{Oh}}}(r,{v})$, и ${{f}_{M}}(r,{v})$ являются функциями распределения по скоростям для горячих атомов кислорода и компонентов окружающего атмосферного газа соответственно. Левая часть кинетического уравнения описывает перенос надтепловых атомов кислорода в планетном гравитационном поле s. В правой части кинетического уравнения источник QOh описывает скорость образования надтепловых атомов кислорода в упругих и неупругих столкновениях потока частиц H+/H с атомами атмосферного кислорода. Интегралы столкновений Jmt для упругого и неупругого рассеяния горячих атомов кислорода в столкновениях с окружающим атмосферным газом записываются в стандартной форме [15, 16]. Предполагается, что атмосферный газ характеризуется локальной функцией Максвелла распределения по скоростям.

Кинетический метод Монте-Карло (КММК) является эффективным инструментом для изучения сложных кинетических систем в стохастическом приближении [1, 18], где приведены детали алгоритмической реализации численной модели. Суть метода КММК состоит в генерировании множества траекторий для состояния исследуемой физической системы, которые отвечают столкновениям и переносу надтепловых атомов кислорода в переходной области верхней атмосферы Марса в данном случае. Поэтому в численной реализации модели (КМКМ-1) кинетики и переноса потока высыпающихся протонов и атомов водорода из плазмы солнечного ветра накапливается статистика о столкновениях (1), сопровождающихся образованием надтепловых атомов кислорода и на ее основе определяется функция источника QOh: H+[H](E) + Oth→ H+[H](E' < E) + + Osth(E'' = E – E'), где E и E' – кинетические энергии частиц Н+/Н до и после столкновения. Данная функция задает скорость образования надтепловых атомов кислорода при высыпании энергичных частиц Н+/Н и используется в качестве входных данных для кинетической модели (2) термализации и переноса горячих атомов кислорода в переходной области (КМКМ-2). Выходные данные кинетической модели КМКМ-2 – это функция распределения атомов кислорода по кинетической энергии и энергетический спектр направленного вверх потока горячих атомов кислорода на верхней границе исследуемой переходной области атмосферы Марса.

Вместо прямого решения сложного интегро-дифференциального кинетического уравнения Больцмана используется метод численного стохастического моделирования подобных кинетических систем [14]. Для этого горячие частицы в переходной области верхней атмосферы Марса представляются системой модельных частиц. Так как численная модель отвечает микроскопическому уровню описания состояния газа в планетной короне, за характерные масштабы времени и пространства принимаются локальные средние время и длина свободного пробега горячих частиц у нижней границы переходной области, где окружающий атмосферный газ более плотный. Нас интересовали, прежде всего, расчеты заселения переходной области верхней атмосферы Марса надтепловыми атомами кислорода, поэтому нижняя граница энергии надтепловых атомов в модели задавалась значением 0.08 эВ, что соответствует экзосферной температуре ~180–200 К при низком уровне солнечной активности.

3. РЕЗУЛЬТАТЫ МОДЕЛИРОВАНИЯ

Исследуемая область атмосферы ограничена нижней границей, расположенной на высоте 80 км, где частицы H/H+ эффективно термализуются. Верхняя граница установлена на высоте 500 км, где измерения высыпающихся протонов были выполнены прибором MAVEN/SWIA [8]. Профили температуры и плотности основных компонентов CO2, CO и O атмосферы взяты из модели [19] для низкого уровня солнечной активности.

В представленных ниже расчетах при помощи кинетической модели Монте-Карло предполагалась произвольная структура индуцированного магнитного поля Марса. Характерные значения напряженности поля B0 = 10, 15, 20 и 30 нТл использовались в проведенных расчетах в интервале высот 80–300 км верхней атмосферы Марса в соответствии с диапазоном значений, измеренных на Марсе с помощью КА Mars Global Surveyor [20], Mars Express [21] и MAVEN [22].

Так как периапсис орбиты КА MAVEN достигается на относительно низких высотах, то в настоящее время появилась возможность изучить явления, вызванные проникающими глубоко в атмосферу Марса атомами водорода Н (ЭНА) с высокими энергиями. В работе [2] представлены результаты расчетов высыпания как протонов, так и атомов водорода, полученные на основании in situ измерений высыпающихся потоков протонов в верхних слоях атмосферы Марса в качестве входных параметров модели (рис. 1). Чтобы оценить вклад дополнительного источника надтепловых атомов кислорода – столкновений (1) с переносом избыточной энергии от высыпающихся протонов и атомов водорода с высокими кинетическими энергиями к тепловым атомам кислорода – в формирование горячей протяженной короны Марса, были рассмотрены следующие варианты модели – высыпание протонов из магнитослоя (раздел 3.1) и высыпание атомов водорода из невозмущенного солнечного ветра (раздел 3.2).

Рис. 1.

Исходные данные для кинетической Монте- Карло модели процессов высыпания (КМКМ-1): интегрированные по углу энергетические спектры дифференциальных потоков протонов из солнечного ветра (оранжевая линия) и из магнитослоя (синяя линия), взятые из работы [8]. Вертикальная пунктирная линия соответствует пику невозмущенных протонов солнечного ветра при 600 эВ.

3.1. Убегание атомов O при высыпании протонов из магнитослоя Марса

Для расчетов при помощи усовершенствованной кинетической модели высыпания протонов в качестве граничного условия на высоте 500 км принимался энергетический спектр протонов, высыпающихся из магнитослоя Марса и измеренный инструментом MAVEN/SWIA 27 февраля 2015 г. на орбите КА вблизи терминатора планеты в области с очень слабыми остаточными магнитными полями коры планеты [8] (показан линией синего цвета на рис. 1). Данный спектр типичен для протонов, проникающих в атмосферу из магнитослоя Марса. В расчетах доминантным компонентом считалась горизонтальная составляющая индуцированного магнитного поля Марса.

В численных реализациях стохастической модели КМКМ-2 горячей протяженной короны Марса накапливалась статистика распределений надтепловых атомов по кинетическим энергиям во всех расчетных ячейках. Это позволяет оценить локальные функции распределения по кинетической энергии (ФРЭ) и восходящие и нисходящие потоки горячих атомов кислорода в переходной области верхней атмосферы Марса. Как отмечалось выше, горячими обычно называют частицы с кинетическими энергиями, в 5–10 раз превышающими среднюю тепловую энергию, т.е. надтепловые частицы с энергиями от 0.08 эВ. Собственно на рис. 2–4 горизонтальная ось кинетической энергии и начинается со значения 0.1 эВ. Кроме того, на рисунках энергия убегания для атомарного кислорода из атмосферы Марса ~2 эВ отмечена вертикальной линией. На верхней панели рис. 2 видно, что область надтепловых энергий до 2 эВ существенно населена, причем распределение образующихся за счет процессов высыпания частиц H/H+ из солнечного ветра надтепловых атомов кислорода является существенно неравновесным по кинетической энергии. Эти надтепловые атомы кислорода и формируют дополнительную к фотохимической фракции [11, 12] составляющую горячей короны Марса, образующуюся за счет атмосферного разбрызгивания при протонных полярных сияниях. Помимо горячих частиц, образовавшихся в результате высыпания протонов, в горячую фракцию также включены атомы кислорода из тепловой атмосферной фракции с надтепловыми энергиями (т.е. атомы кислорода из хвоста распределения Максвелла). Эти частицы также участвуют в образовании горячей кислородной короны Марса. Расчеты показывают, что на высотах выше экзобазы горячую корону преимущественно заселяют надтепловые атомы, образовавшиеся в реакции (1) благодаря переносу из нижележащих слоев термосферы. Это приводит к тому, что атомов с энергиями, превышающими энергию убегания, становится больше, чем на высотах ниже экзобазы, где горячие частицы эффективно термализуются в столкновениях с частицами нейтрального атмосферного газа – атомарным кислородом и молекулами углекислого газа. Более того, процессы высыпания приводят к образованию атомов кислорода со сверхтепловыми (Е > 10 эВ) энергиями, т.е. являются источником энергетических атомов (ЭНА О) кислорода в окружающем Марс пространстве. На нижней панели рис. 2 представлены энергетические спектры движущихся вверх горячих атомов кислорода на высоте 500 км в условиях модели с высыпанием протонов. Видно, что поток потери атомов кислорода существенно зависит от величины наведенного магнитного поля.

Рис. 2.

Верхняя панель: результаты расчета модели КМКМ-2 со спектром высыпающихся протонов из магнитослоя Марса. Расчет источника в модели КМКМ-1 проведен без учета (кривые черного цвета) и с учетом горизонтальной составляющей наведенного магнитного поля с величиной напряженности B = 15 нТ (кривые красного цвета). Показаны функции распределения (ФРЭ) по кинетической энергии F(Е) движущихся вверх тепловых (линия синего цвета) и надтепловых атомов кислорода на высоте 500 км экзосферы Марса. Для сравнения каждая из ФРЭ нормирована на единицу. Вертикальной пунктирной линией показана энергия убегания (~2 эВ) атомов кислорода из атмосферы Марса. Нижняя панель: показаны области энергетического спектра восходящего потока атомов кислорода на высоте 500 км, ответственные как за население горячей короны (слева от пунктирной линии), так и за формирование потока убегания из атмосферы Марса за счет процессов высыпания протонов с высокими энергиями из плазмы солнечного ветра.

Рис. 3.

Аналогично рис. 2, представлены результаты расчета модели КМКМ-2 со спектром высыпающихся атомов водорода из невозмущенного солнечного ветра.

Рис. 4.

Аналогично рис. 2 представлены результаты расчетов модели КМКМ-2 со спектрами атомов водорода из невозмущенного солнечного ветра (линии красного цвета) и протонов из магнитослоя Марса (линии черного цвета), высыпающихся на верхней границе 500 км модельной атмосферы. Расчеты источника в модели КМКМ-1 проведены без учета горизонтальной составляющей наведенного магнитного поля.

3.2. Убегание атомов O при высыпании атомов водорода из невозмущенного солнечного ветра

На рис. 3 представлены результаты расчетов энергетических спектров движущихся вверх горячих атомов кислорода на высоте 500 км для модели процессов высыпания атомов водорода с высокими энергиями. При моделировании использован поток протонов от невозмущенного солнечного ветра, измеренный на орбите 27 февраля 2015 г. (см. рис. 1, оранжевая сплошная кривая). Согласно оценкам из работы [23], спектр высыпающихся атомов водорода в модели КМКМ-1 был взят равным 1% от интегрированного по углам спектра ионов от солнечного ветра.

На верхней панели рис. 3 показана общая структура функций распределения по энергии атомов кислорода, заселяющих корону Марса. Из расчетов при помощи модели КМКМ-2 видно, что ФРЭ атомов кислорода носят существенно неравновесный характер по сравнению с тепловой фракцией кислородной короны, так как присутствует значительная фракция атомов кислорода в области надтепловых энергий (>0.4 эВ). На нижней панели представлены энергетические спектры направленного вверх потока атомов кислорода, убегающих из атмосферы Марса. В этих моделях источником над- и сверхтепловых атомов кислорода в верхней атмосфере Марса являются столкновения тепловых атомов кислорода с высыпающимися атомами водорода с высокими кинетическими энергиями, а именно QOh: H(E) + + Oth → H(E ' < E) + Osth(E '' = E – E '). Из представленного на нижней панели рис. 3 сравнения восходящих (направленных вверх) потоков надтепловых атомов кислорода, образующихся вследствие высыпания атомов водорода из невозмущенного солнечного ветра, видно, что влияние наведенного магнитного поля в этом случае несущественно.

Для сравнения рассмотренных в статье двух случаев высыпания частиц с высокими энергиями – протонов из магнитослоя Марса (кривые черного цвета) и атомов водорода из невозмущенного солнечного ветра (кривые красного цвета) – на рис. 4 приведены ФРЭ (верхняя панель) и энергетические спектры восходящего потока (нижняя панель) атомов кислорода. Расчеты источников в модели КМКМ-1 проведены в обоих случаях без учета горизонтальной составляющей наведенного магнитного поля. Видно, что энергетические спектры убегающих из атмосферы Марса атомов кислорода различаются, что соответствует условиям высыпания частиц с высокими энергиями, представленным на рис. 1.

Расчетные функции распределения позволили получить оценки скорости нетеплового убегания нейтрального кислорода из марсианской верхней атмосферы за счет процессов высыпания. А именно, из наших предыдущих исследований [11, 24] известно, что нетепловой поток убегания атомов О за счет экзотермической фотохимии меняется в интервале (0.5–1.0) × 107 см–2 с–1 в зависимости от уровня солнечной активности. Из приведенных выше результатов расчетов (см. нижние панели рис. 2–4) следует, что потоки убегания атомов кислорода за счет высыпания протонов (модели без и с учетом индуцированного магнитного поля В = 0 нТ и 15 нТ) и атомов водорода (модели В = 0 нТ и 15 нТ) равны 2.3 × 107 см‒2 с–1, 3.1 × × 106 см–2 с–1 и 5.3 × 107 см–2 с–1, 5.3 × 107 см–2 с–1 соответственно. Видно, что поток убегания атомов О за счет высыпания протонов и атомов водорода из солнечного ветра меняется в интервале (0.31–5.3) × 107 см–2с–1. Соответственно глобальная скорость потери атомов кислорода из атмосферы Марса за счет атмосферного разбрызгивания при протонных полярных сияниях на Марсе в соответствии с формулами из работы [11] изменяется в пределах (0.3–5.2) × 1025 O с–1 в зависимости от характерных параметров высыпающихся частиц и величины наведенного магнитного поля.

4. ОБСУЖДЕНИЕ

Известно (см., например, [1, 10, 25]), что атомарный кислород теряется из атмосферы Марса преимущественно за счет нетепловых процессов, основными из которых являются фотохимические реакции, протекающие в результате поглощения солнечных УФ фотонов в марсианской термосфере и сопровождающиеся образованием горячих (надтепловых) нейтральных атомов. Надтепловые атомы кислорода населяют экзосферу и могут убегать из экзосферы в открытое космическое пространство, если они обладают достаточной кинетической энергией (см., например, [1]). Преобладающим фотохимическим источником надтепловых атомов O является диссоциативная рекомбинация ионов ${\text{O}}_{2}^{ + }$ с ионосферными электронами. Когда рекомбинация происходит в переходной от термосферы к экзосфере области, то движущийся вверх надтепловой атом, вероятно, не будет рассеиваться назад или замедляться ниже энергии убегания из-за последующих столкновений и с высокой вероятностью покинет атмосферу (см., например, [10–13, 19, 25, 26]). Приборы, размещенные на борту КА MAVEN, не позволяют измерить потоки убегающих нейтральных атомов O напрямую. Однако проводятся измерения состава и содержания ионов в верхних слоях атмосферы, а также температуры и плотности электронов, позволяющие рассчитывать скорости диссоциативной рекомбинации. Также выполняются измерения нейтрального состава и плотности, что позволяет оценить вероятность убегания. Профили высоты этих двух величин (скорость диссоциативной рекомбинации и вероятность убегания) позволяют рассчитать скорость потери атомов О за счет фотохимических реакций [26]. Отметим, что детектор ASPERA-3 на борту КА Марс-Экспресс позволяет измерять спектры и потоки энергетических нейтральных атомов (ЭНА) водорода и кислорода, покидающие атмосферу Марса (см., например, [27]), но в силу инструментальных особенностей измерения потоков ЭНА начинаются с кинетических энергий ~100 эВ. Соответственно наиболее интересный диапазон энергии ≥2 эВ, с которой, собственно, и начинается убегание надтепловых атомов кислорода, в наблюдениях не регистрируется. В частности, измерения ЭНА водорода, полученные в наблюдениях детектора MEX/ASPERA-3, были сравнены с результатами моделирования (см., например, [28]) при кинетических энергиях ≥100 эВ.

Другой подход к расчетам потока убегания нейтральных атомов O по сравнению с описанным выше подходом, когда используются в основном локальные данные измерений, основан на дистанционном зондировании кислородной короны. Наблюдения спектрографа MAVEN/IUVS, полученные при сканировании на лимбе в линиях из мультиплетов 130.4 и 135.6 нм атомарного кислорода, позволяют построить высотные профили горячей фракции атомов О [12], которые затем можно сопоставить с экзосферными моделями, чтобы оценить фракцию убегающих атомов кислорода [26]. Эти два подхода в целом соответствуют друг другу. Они приводят к оценкам скорости потери нейтрального кислорода со значениями примерно 3.5–7.0 × 1025 O с–1 [3, 26, 27], в зависимости от неопределенностей в расчетах из‑за конкретных предположений в модели. Обычно принимается репрезентативное значение скорости потери нейтрального кислорода за счет фотохимических источников, равное 5 × × 1025 O с–1, что эквивалентно потере массы атомарного кислорода с темпом 1.3 кг с–1 [3]. Соответственно полученные в наших расчетах значения (0.3–5.2) × 1025 O с–1 темпа потери атомов кислорода из атмосферы Марса за счет атмосферного разбрызгивания при протонных полярных сияниях на Марсе сравнимы с величиной потери атомов О за счет фотохимии. Данный источник нетепловых потерь атомов кислорода за счет атмосферного разбрызгивания частицами H/H+ с высокими энергиями из солнечного ветра является спорадическим в отличие от регулярного источника за счет экзотермической фотохимии. Отметим, что индуцированный процессами высыпания поток убегания атомов кислорода может становиться доминантным в условиях экстремальных солнечных событий – солнечных вспышек и корональных выбросов массы, – когда потоки энергии высыпающихся протонов и атомов водорода могут на несколько порядков превышать значения, характерные для условий низкой солнечной активности [1, 3, 27].

В данной статье исследованы процессы кинетики и переноса горячих атомов кислорода в переходной области (от термосферы к экзосфере) верхней атмосферы Марса. Рассчитаны функции распределения надтепловых атомов кислорода по кинетической энергии. Показано, что при протонных полярных сияниях на Марсе экзосфера населяется значительным количеством надтепловых атомов кислорода с кинетическими энергиями вплоть до энергии убегания 2 эВ, т.е. формируется дополнительная к фотохимическим источникам горячая фракция кислородной короны, и образуется дополнительный нетепловой поток убегания атомарного кислорода из атмосферы Марса. Хотя протонные полярные сияния являются спорадическими событиями, индуцированный процессами высыпания поток убегания горячих атомов кислорода может становиться доминантным в условиях экстремальных солнечных событий – солнечных вспышек и корональных выбросов массы, – как показали недавние наблюдения КА MAVEN [3]. Изученный механизм потери атомов кислорода за счет атмосферного разбрызгивания при протонных полярных сияниях на Марсе необходимо принимать во внимание, в особенности, в исследованиях эволюции климата планеты на геологических масштабах времени.

Список литературы

  1. V. I. Shematovich and M. Ya. Marov, Physics Uspekhi 61, 217 (2018).

  2. V. I. Shematovich, D. V. Bisikalo, J.-C. Gérard, and B. Hubert, Astronomy Reports 63, 835 (2019).

  3. B. M. Jakosky, D. Brain, M. Chaffin, et al., Icarus 315, 146 (2018).

  4. J.-L. Bertaux, F. Leblanc, O. Witasse, E. Quemerais, J. Lilensten, S. A. Stern, B. Sandel, and O. Korablev, Nature 435, 790 (2005).

  5. B. Ritter, J.-C. Gérard, B. Hubert, and L. Rodriguez, Geophys. Res. Lett. 45, 231 (2018).

  6. N. M. Schneider, J. I. Deighan, S. K. Jain, A. Stiepen, et al., Science 350, id.0313 (2015).

  7. J. Deighan, S. K. Jain, M. S. Chaffin, X. Fang, et al., N-ature Astronomy 2, 802 (2018).

  8. J. S. Halekas, R. J. Lillis, D. L. Mitchell, T. E. Cravens, et al., Geophys. Res. Lett. 42, 8901 (2015).

  9. J. Y. Chaufray, J.-L. Bertaux, F. Leblanc, and E. Qué-merais, Icarus 195, 598 (2008).

  10. R. E. Johnson, M. R. Combi, J. L. Fox, W.-H. Ip, F. Leblanc, M. A. McGrath, V. I. Shematovich, D. F. Strobel, and J. H. Jr. Waite, Space Sci. Rev. 139, 355 (2008).

  11. H. Groeller, H. Lichtenegger, H. Lammer, and V. I. Shematovich, Planet. Space Sci. 98, 93 (2014).

  12. J. Deighan, M. S. Chaffin, J.-Y. Chaufray, A. I. F. Stewart, et al., Geophys. Res. Lett. 42, 9909 (2015).

  13. M. A. Krest’yanikova and V. I. Shematovich, Sol. Syst. Res. 39, 22 (2005).

  14. V. I. Shematovich, Sol. Syst. Res. 38, 28 (2004).

  15. V. I. Shematovich, D. V. Bisikalo, and J.-C. Gerard, Geophys. Res. Lett. 32, L02105 (2005).

  16. V. I. Shematovich, Sol. Syst. Res. 51, 249 (2017).

  17. D. V. Bisikalo, V. I. Shematovich, J.-C. Gérard, B. Hubert, J. Geophys. Res. Space Phys. 123, 5850 (2018).

  18. V. I. Shematovich, Russian Chemical Reviews 88, 1013 (2019).

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

  20. D. A. Brain, F. Bagenal, M. H. Acuna, and J. E. P. Connerney, J. Geophys. Res. 108, 1424 (2003).

  21. F. Akalin, D. D. Morgan, D. A. Gurnett, D. L. Kirchner, D. A. Brain, R. Modolo, M. H. Acuna, and J. R. Espley, Icarus, 206, 104 (2010).

  22. J. E. P. Connerney, J. R. Espley, G. A. DiBraccio, J. R. Gruesbeck, R. J. Oliversen, D. L. Mitchell, and B. M. Jakosky, Geophys. Res. Lett. 42, 8819 (2015).

  23. E. Kallio, S. Barabash, J. Geophys. Res. 106, 165 (2001).

  24. V. I. Shematovich, Sol. Syst. Res. 47, 437 (2013).

  25. R. J. Lillis, D. A. Brain, S. W. Bougher, F. Leblanc, et al., Space Sci. Rev. 195, 357 (2015).

  26. R. J. Lillis, J. Deighan, J. L. Fox, S. W. Bougher, et al., J. Geophys. Res. Space Phys. 122, 3815 (2017).

  27. C. O. Lee, T. Hara, J. S. Halekas, E. Thiemann, et al., J. Geophys. Res. Space Phys. 122, 2768 (2017).

  28. T.E. Cravens, A. Rahmati, J. L. Fox, R. Lillis, et al., J. Geophys. Res. Space Phys. 122, 1102 (2017).

Дополнительные материалы отсутствуют.

Инструменты

предыдущая статья выпуска содержание выпуска

Астрономический журнал

Архивы выпусков Информация о журнале Отправить рукопись в журнал