Астрономический журнал, 2021, T. 98, № 10, стр. 862-868

1. ВВЕДЕНИЕ

Протонные авроральные явления, такие как протонная аврора – избыток свечения атомарного водорода в линии Lyα [1], измеренный при помощи спектрографа IUVIS на борту КА MAVEN, наблюдаются [2] на дневной стороне Марса и вызываются проникающими в атмосферу потоками атомов водорода с высокими кинетическими энергиями [1, 2]. Атомы водорода с кинетическими энергиями вплоть до нескольких кэВ образуются за счет перезарядки протонов невозмущенного солнечного ветра с тепловыми атомами водорода в протяженной (простирающейся на несколько радиусов планеты) короне Марса. Эффективность этого процесса зависит от величины лучевой концентрации атомов водорода в короне. Атомы водорода в отличие от протонов солнечного ветра легко проникают в дневную верхнюю атмосферу через границу индуцированной магнитосферы и данный процесс высыпания сопровождается протонными авроральными явлениями. В данной работе для исследования авроральных протонных явлений использованы разработанные ранее кинетические Монте-Карло модели [3, 4] высыпания в верхнюю атмосферу планеты протонов и атомов водорода с высокими кинетическими энергиями. Эти модели позволили изучить процесс перезарядки протонов солнечного ветра в протяженной водородной короне Марса и получить спектры атомов водорода [4], проникающих в атмосферу через границу индуцированной магнитосферы Марса. Рассчитанные энергетические спектры потока атомов водорода используются в качестве верхнего граничного условия для кинетической Монте-Карло модели [3] высыпания атомов водорода с высокими энергиями в верхнюю атмосферу, что и позволило провести моделирование характеристик протонных авроральных явлений в верхней атмосфере Марса. Следовательно, представленная кинетическая модель позволила как проследить перезарядку потока протонов невозмущенного солнечного ветра в протяженной водородной короне Марса, так и изучить кинетику и деградацию энергии потока атомов водорода, проникающих в верхнюю атмосферу на дневной стороне Марса.

В данной работе представлены кинетические расчеты проникновения потока атомов водорода в верхнюю атмосферу Марса, образующегося вследствие перезарядки протонов солнечного ветра с атомами водорода в протяженной водородной короне Марса. Получены оценки потока энергии и энергетические спектры атомов водорода и образующихся вследствие повторной перезарядки протонов в верхней атмосфере Марса. Приведены результаты расчетов параметров авроральных явлений для базовой модели с границей индуцированной магнитосферы на высоте 820 км.

2. КРАТКОЕ ОПИСАНИЕ КИНЕТИЧЕСКОЙ МОНТЕ-КАРЛО МОДЕЛИ ДЛЯ РАСЧЕТА ПРОТОННЫХ АВРОРАЛЬНЫХ ЯВЛЕНИЙ

Нижняя граница исследуемой области атмосферы Марса расположена на высоте 80 км, где частицы с высокими кинетическими энергиями эффективно термализуются в столкновениях с нейтральными компонентами. Верхняя граница установлена на высоте 3000 км, где измерения потока и спектра высыпающихся протонов из невозмущенного солнечного ветра были выполнены прибором MAVEN/SWIA [5]. Подробное описание всех численных аспектов кинетической модели, использованных в этом исследовании, приведено в недавних работах [3, 4].

В работе [4] при помощи кинетической Монте-Карло модели было проведено численное исследование влияния наблюдаемых изменений содержания атомарного водорода в протяженной короне Марса на эффективность перезарядки протонов невозмущенного солнечного ветра, и определены параметры и свойства процесса высыпания образующихся при перезарядке энергетических нейтральных атомов водорода (ЭНА-Н) в дневную атмосферу Марса, что позволяет детально исследовать протонные авроральные явления на Марсе. Установлено, что значение эффективности перезарядки изменяется в интервале 4–8% для выявленных в наблюдениях вариаций лучевой концентрации атомарного водорода в короне Марса, а энергетический спектр атомов водорода, проникающих через границу индуцированной магнитосферы в атмосферу Марса, идентичен спектру невозмущенных протонов солнечного ветра.

Проникающие в дневную атмосферу энергичные атомы водорода ЭНА-Н сталкиваются с основными компонентами атмосферы, что сопровождается переносом импульса и кинетической энергии в упругих и неупругих столкновениях с атмосферными атомами и молекулами, и процессах ионизации и отрыва электрона (т.е. ионизацией ударяющего атома водорода) и приводит к деградации энергии потока проникающих в атмосферу ЭНА-Н. Следовательно, взаимодействие высыпающихся потоков ЭНА-Н 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 солнечного ветра в верхнюю атмосферу Марса использована модификация кинетической Монте-Карло модели, разработанной ранее для анализа данных измерений приборов MEX/ASPERA-3 на борту космического аппарата (КА) Mars Express и MAVEN/SWIA на борту КА MAVEN [3, 4].

3. РЕЗУЛЬТАТЫ РАСЧЕТОВ

Расчеты проведены для базовой модели А1, в которой профили температуры и плотности основных компонентов (CO₂ и O) верхней атмосферы взяты из модели [6] для низкого уровня солнечной активности. Распределение атомов водорода в протяженной короне Марса задавалось при помощи модели Чемберлена для планетной экзосферы, параметры которой были выбраны следующими: высота экзобазы h_exo = 200 км, температура и плотность атомарного водорода на высоте экзосферы T(h_exo) = 179 K и n_H(h_exo) = 1.48 × × 10⁶ см^–3 в соответствии с результатами работы [7]. Далее, в качестве граничного условия на высоте 3000 км для модели [4] использовались поток энергии и энергетический спектр протонов из невозмущенного солнечного ветра, измеренный прибором SWIA/MAVEN на орбите 27 февраля 2015 г. [5]. Полученные в расчетах спектры атомов водорода приняты в качестве верхнего граничного условия для кинетической Монте-Карло модели [3] высыпания атомов водорода с высокими энергиями в дневную верхнюю атмосферу через границу индуцированной магнитосферы (ГИМ).

В наблюдениях КА Mars-Express и КА MAVEN были открыты значительные вариации [7, 8] содержания атомарного водорода в короне Марса, которые вызывают изменение величины эффективности перезарядки протонов невозмущенного солнечного ветра с атомами водорода в короне [4]. Соответственно, аналогичные расчеты были также проведены для модели А2, в которой учтена вариация лучевой концентрации водорода в короне Марса, а именно, при тех же параметрах экзобазы увеличивалась концентрация атомов водорода n_H(h_exo) на уровне экзобазы в 2 раза, что соответствует положению границы индуцированной магнитосферы на высоте 1260 км (см. детали в работе [4]). Эффективность перезарядки для модели А2 достигает значения 6%, т.е. поток энергии проникающих в верхнюю атмосферу ЭНА-Н в 1.5 раза выше, чем соответствующее значение для модели А1. Расчеты выполнены для солнечного зенитного угла, равного 0°. Использованное в расчетах для базовой модели А1 распределение атомарного водорода в протяженной короне Марса и высотные профили плотности основных компонентов термосферы СО₂ и О показаны на рис. 1.

Рис. 1.

Высотные профили плотности основных компонентов термосферы СО₂ и О [6] и атомарного водорода в верхней атмосфере и протяженной короне Марса в соответствии с данными работы [7]. Также показаны условные границы экзосферы, протяженной водородной короны и границы индуцированной магнитосферы в окружающем Марс пространстве.

Результаты расчетов представлены на рис. 2–5. На рис. 2 показаны высотные профили нисходящего (проникающего в атмосферу) и восходящего (отраженного атмосферой) потоков энергии атомарного водорода и протонов для моделей А1 (панели (а) и (б)) и А2 (панели (в) и (г)). Атомы водорода с высокими кинетическими энергиями образуются за счет перезарядки протонов невозмущенного солнечного ветра с тепловыми атомами водорода в протяженной короне Марса с эффективностью ~4% для модели А1 и проникают в верхнюю атмосферу через границу индуцированной магнитосферы на высоте 820 км. В модели А2 эффективность образования атомов водорода с высокими кинетическими энергиями составляет ~6%; они проникают в верхнюю атмосферу через границу индуцированной магнитосферы на высоте 1260 км [4]. В верхней атмосфере Марса ниже ГИМ потоки протонов образуются за счет процесса повторной перезарядки проникающих атомов водорода.

Рис. 2.

Высотные профили нисходящего (линии красного цвета) и восходящего (линии синего цвета) потоков энергии атомарного водорода (а) и протонов (б). Атомы водорода с высокими кинетическими энергиями образуются за счет перезарядки протонов невозмущенного солнечного ветра с тепловыми атомами водорода в протяженной короне Марса с эффективностью ~4% и проникают в верхнюю атмосферу через границу индуцированной магнитосферы на высоте 820 км. На панелях (в) и (г) показаны вертикальные профили нисходящего (линии красного цвета) и восходящего (линии синего цвета) потоков энергии атомов водорода и протонов для модели А2 с повышенным содержанием водорода в короне Марса. На панелях (б) и (г) показаны потоки протонов, образующихся в верхней атмосфере Марса за счет процесса повторной перезарядки проникающих атомов водорода, соответственно, для рассмотренных моделей. Вертикальной прямой показано значение потока энергии протонов невозмущенного солнечного ветра, заданное в модели на верхней границе 3000 км, исходя из измерений прибора MAVEN/SWIA.

Рис. 3.

Энергетические спектры нисходящих потоков атомов водорода на высотах 120 км (а) и 300 км (б) и протонов на высотах 120 км (в) и 140 км (г) верхней атмосферы Марса. Штриховая линия показывает энергетический спектр потока протонов невозмущенного солнечного ветра на верхней границе модели 3000 км.

Рис. 4.

Энергетические спектры восходящих потоков атомов водорода на высотах 240 км (а) и 720 км (б) и протонов на высотах 240 км (в) и 480 км (г) верхней атмосферы Марса. Штриховая линия показывает энергетический спектр потока протонов невозмущенного солнечного ветра на верхней границе модели 3000 км.

Рис. 5.

Высотные профили объемной скорости возбуждения свечения атомарного водорода в линии Lyα за счет высыпания атомов водорода с высокими кинетическими энергиями, проникающих в атмосферу Марса через границу индуцированной магнитосферы на высоте 820 км (линия черного цвета) и 1260 км (линия синего цвета). В последнем случае содержание атомов водорода в короне Марса превышает в 2 раза аналогичную величину для базового расчета с ГИМ на высоте 820 км.

Из расчетов видно, что вторичная перезарядка проникающих в верхнюю атмосферу Марса атомов водорода происходит преимущественно в диапазоне высот 80–180 км термосферы, где собственно и наблюдается основная деградация энергии потока атомов водорода в столкновениях с нейтральными компонентами – СО₂ и О. Так как для модели А2 энергия проникающего потока ЭНА-Н выше, то образование потока протонов происходит с более высоким темпом (красные линии на панелях (б) и (г)). Также из результатов расчетов следует, что отраженный атмосферой поток энергии атомов водорода выше для модели А1, а восходящий поток энергии для протонов выше для модели А2, так как эффективность вторичной перезарядки выше.

На рис. 3 показаны расчетные энергетические спектры нисходящих потоков атомов водорода и протонов для модели А1 на различных высотах в верхней атмосфере Марса. Также для сравнения приведен исходный энергетический спектр потока протонов невозмущенного солнечного ветра на верхней границе модели 3000 км. Расчеты показывают, что энергетический спектр потока проникающих в атмосферу атомов водорода на экзосферных высотах по-прежнему сохраняет структуру энергетического спектра протонов солнечного ветра (панель (б) на рис. 3), но в столкновительной области, т.е. на высотах термосферы, происходит существенная потеря энергии потока ЭНА-Н, сопровождающаяся формированием низкоэнергетического крыла в энергетическом спектре (панель (а) на рис. 3). Следует отметить, что для нисходящего потока протонов на высотах столкновительной деградации проникающего потока ЭНА-Н энергетический спектр сохраняет структуру исходного потока протонов солнечного ветра, что было подтверждено в измерениях энергетического спектра протонов прибором M-AVEN/SWIA на орбитах КА MAVEN с низким периапсисом [5, 9], когда измерения проводились вплоть до высот 160 км.

На рис. 4 показаны рассчитанные для модели А1 энергетические спектры восходящих потоков атомов водорода и протонов на высотах выше экзобазы в верхней атмосфере Марса. Из расчетов видно, что энергетические спектры восходящего (или, другими словами, отраженного атмосферой) потока ЭНА-Н характеризуются развитым низкоэнергетическим крылом, что является следствием столкновений с основными нейтральными компонентами – СО₂ и О – в термосфере Марса. Энергетические спектры восходящего потока протонов, образовавшихся за счет повторной перезарядки ЭНА-Н, в большей мере сохраняют структуру энергетического спектра исходного потока протонов солнечного ветра, хотя и присутствует более развитое низкоэнергетическое крыло в распределении вследствие столкновений с нейтральными компонентами в термосфере Марса. Величина отраженного атмосферой потока энергии протонов совпадает с оценками, полученными в результате обработки данных детектора MAVEN/SWIA [9].

Полученные в расчетах при помощи кинетической Монте-Карло модели и представленные на рис. 3 и 4 потоки и энергетические спектры атомов водорода и протонов с высокими энергиями позволяют рассчитать все необходимые параметры протонных авроральных явлений в верхней атмосфере Марса. Так, например, на рис. 5 показаны высотные профили объемной скорости возбуждения свечения атомарного водорода в линии Lyα за счет высыпания атомов водорода с высокими кинетическими энергиями, проникающих в атмосферу Марса через границу индуцированной магнитосферы для моделей А1 (линия черного цвета) и А2 (линия синего цвета). Сообственно, данные расчетные скорости совместно с моделью переноса излучения позволяют оценить избыточное свечение водорода в линии Lyα при протонной авроре в атмосфере Марса, что было сделано в пробных расчетах в работе [10], и сравнить с результатами измерений [1, 2] спектрографа IUVIS на борту КА MAVEN, что и планируется выполнить в наших последующих исследованиях.

4. ВЫВОДЫ

В работе представлена кинетическая Монте-Карло модель воздействия потока протонов невозмущенного солнечного ветра на дневную атмосферу Марса, при помощи которой впервые проведено моделирование деградации спектра протонов солнечного ветра в каскадном процессе перезарядки в протяженной водородной короне Марса, определены потоки энергии и энергетические спектры атомов водорода, проникающих в дневную верхнюю атмосферу через границу индуцированной магнитосферы. Полученные характеристики позволяют оценить параметры авроральных протонных явлений [1, 2], наблюдаемых в верхней атмосфере Марса при помощи спектрографа IUVIS на борту КА MAVEN.

В текущей версии модели внешним параметром является положение границы индуцированной магнитосферы, которое может быть получено в расчетах обтекания Марса солнечным ветром при помощи гибридной модели (см., например, расчеты в работе [11]). Наши дальнейшие работы направлены на объединение предложенной кинетической Монте-Карло модели высыпания атомов водорода с высокими энергиями в верхнюю атмосферу с гибридной моделью обтекания солнечным ветром Марса для проведения полностью самосогласованных расчетов параметров протонных авроральных явлений на Марсе. Сравнение результатов таких расчетов с наблюдениями открывает уникальную возможность уточнения свойства атмосферы и магнитного поля Марса, а также расширяет способы определения параметров солнечного ветра.