CC BY
19
УДК 537.86+550.34.01
ИЗУЧЕНИЕ ЭФФЕКТОВ ЛОКАЛЬНОГО ВРЕМЕНИ И СЕЗОННЫХ ИЗМЕНЕНИЙ В ПРИПОЛЯРНОЙ ТЕРМОСФЕРЕ МАРСА ПО ДАННЫМ РАДИОЗАТМЕННЫХ ЭКСПЕРИМЕНТОВ И АКСЕЛЕРОМЕТРА
© 2011 г. А.П. Киреев, А.М. Крымский
Научно-исследовательский институт физики Research Institute of Physics
Южного федерального университета, of Southern Federal University,
пр. Стачки, 194, г. Ростов н/Д, 344090, Stachki Ave, 194, Rostov-on-Don, 344090,
sakh@ip.sfedu.ru sakh@ip.sfedu.ru
Длительное аэродинамическое торможение космических аппаратов (КА) позволяет существенно экономить топливо, что особенно важно для миссий, предусматривающих возвращение КА с Марса. Знания о связанных с аэрографическими координатами вариациях плотности термосферы приобретают особое практическое значение для выбора траекторий движения КА в процессе такого торможения. Сегодня непрерывные наблюдения ионосферы/термосферы Марса покрывают временной интервал в несколько марсианских лет. Этого достаточно для изучения сезонных и в цикле солнечной активности изменений. Проведенный анализ показал, что местное время (MB) влияет на характеристики термосферы. В утреннем секторе высота максимума ионизации возрастает, когда МВ увеличивается, что указывает па рост плотности в термосфере. Данные акселерометра и радиозатменного эксперимента соответствуют противоположным сезонам в северном полушарии Марса. Можно предположить, что отмеченное различие в зависимости долготных вариаций плотности от MB отражает сезонные изменения в термосфере Марса.
Ключевые слова: эффекты локального времени, сезонные изменения, приполярная термосфера, Марс.
Long-term airbraking of a spacecraft (S/C) facilitates significant reduction of fuel consumption that is ofparticular importance for missions assuming S/C return from Mars. Information regarding non-migrating variations of thermosphere density which are fixed in aero-graphic coordinates is of practical significance for airbraking trajectory choice. At present the continuous monitoring of martian ionosphere/thermosphere cover the time period of several martian years. That allows studies of seasonal and solar activity effects. The analysis has shownt that thermopsheric properties significantly varied with local time (LT). In the dawn sector the altitude of the main peak density of plasma increases with LT that indicates the thermosphere density growing with LT. The accelerometer data and radio-occultation data have been collected during opposite seasons in the Northern Hemisphere of Mars. Likely the discovered difference in response of the longitudinal variations of thermosphere density to LT reflects seasonal variations in the martian thermosphere.
Keywords: effects of local time, seasonal variations, high-latitude thermosphere, Mars.
Изучение вариаций плотности верхней атмосферы -термосферы, не связанных с изменением освещенности солнечно-зенитным углом (СЗУ), представляет как академический, так и прикладной интерес. Вариации плотности термосферы, связанные с аэрографическими координатами, - неподвижные приливные волны, отражают особенности взаимодействия циркуляции атмосферы Марса с нижележащим рельефом марсианской поверхности. Изменения в профиле приливных волн в зависимости от сезона позволяют проверить представления об изменении глобальной циркуляции атмосферы в течение года и цикла солнечной активности. В связи с развитием техники длительного аэродинамического торможения космических аппаратов (КА), позволяющей существенно экономить топливо, что особенно важно для миссий, предусматривающих возвращение КА с Марса, знания о связанных с аэрографическими координатами вариациях плотности термосферы приобретают особое практическое значение для выбора траекторий движения КА в процессе такого торможения.
Радиозатменный эксперимент на КА Mars Global Surveyor (MGS) был подробно описан в статье [1]. Были определены плотность атмосферы, давление и температура как функции расстояния до марсианского центра масс вплоть до высоты 40-45 км над поверхностью планеты. Вертикальное разрешение составляло 0,5-1 км. За время эксперимента оказалось возможным исследовать меридиональные, сезонные и от года к году изменения в атмосфере [1-3].
В дополнение к данным о нижней атмосфере радиозатменный эксперимент позволяет получить сведения об ионосфере. В [4, 5] предположили, что обнаруженные существенные изменения высоты максимума ионизации с долготой отражают крупномасштабные стоячие приливные волны в термосфере.
Эксперимент с бортовым акселерометром, проводящийся во время аэродинамического торможения, позволил получить данные об атмосфере/термосфере в объеме, сопоставимом с радиофизическими экспериментами [1, 6-8]. Высота перицентра орбиты КА определяет ту минимальную высоту, на которой могут быть получены данные акселерометра. В случае MGS это составляет 100-120 км. Верхняя граница области сбора данных определяется чувствительностью акселерометра и составляет приблизительно 160 км в случае MGS [8]. С помощью акселерометра КА MGS было получено более 1000 вертикальных распределений плотности атмосферы, ее шкалы высот, температуры и давления на дневной стороне в северном полушарии Марса, а также на дневной и ночной стороне в южном полушарии.
Акселерометр КА Mars Odyssey впервые позволил получить вертикальные распределения в окрестности северного полюса Марса и на ночной стороне в северном полушарии. Всего более 600 вертикальных распределений в интервале высот от 100 до 170 км. Таким образом было получено глобальное трехмерное распределение верхней атмосферы как на дневной, так и на ночной стороне. В распределении плотности были выявлены долготные вариации, которые были интерпретированы как неподвижные приливные волны планетарного масштаба [8-13].
Сегодня непрерывные наблюдения ионосферы и магнитных полей Марса покрывают временной интервал в несколько марсианских лет. Данный временной интервал сопоставим с продолжительностью цикла солнечной активности. Этого достаточно для изучения изменений сезонных и в цикле солнечной активности.
Определение долготных вариаций изолинии концентрации углекислого газа по данным радиозатменного эксперимента
Зависимость высоты изолинии концентрации к=к0(у%) от долготы и СЗУ - % характеризует стоячие приливные волны плотности в термосфере Марса.
После интегрирования определения шкалы высот концентрации нейтральной атмосферы Нп
= д ЩМ со2)
и„
получаем dh
J
dh
h=hpeak(V,X) _
(1)
= ln-
nco2 (h,V, X)
(2)
И„%) Мсо2(креак(V,X),X)
В уравнении (1) Мга - концентрация углекислого
газа в атмосфере Марса; к - высота. В соотношении (2) креак - высота максимума концентрации электронов. Интеграл в левой части соотношения (2) можно заменить первым членом ряда Тейлора
J
dh
Hn (h,V- x) 1
Hn (h peak V X)
I h=hpeak (V,X) r \h=ho(V,X)
[hpeak (V, X) - KiY, X)] ,
(3)
если
[hpeakX) - h0(V,X)]
d lnHn (hpeak)
dh
'peak
<< 1 и
h0(V- X) ~ hpeak (V- X) -
- Hn (h peak X)ln
(4)
N o(x)
NCO2 (hpeak iv, X\ X) dl
ИСП0ЛЬЗУЯ hpeak (XV) И Apeak =
CO2 peak
к ) X
1 2*
( < ^ >= J A
peak
(v, x)dv и
<
1
CO2 (hpeak) >= ~ J °CO2 (hpeak^V ):
2* o
K(V, X) ~ hpeak (V, X) -
A
-ln-
A
'peak
peak
< Apeak >
(5)
При получении соотношения мы пренебрегаем тем, что излучение Солнца не является монохроматичным, и что температура электронов изменяется с высотой.
Эффекты местного времени на Марсе и сезонные изменения в термосфере северного полушария
В этом разделе используются данные радиозатменного эксперимента на MGS, полученные в период день 306, 2000 г. - день 115, 2001 г. Для каждого из выбранных профилей зависимости от СЗУ, широты и местного времени (МВ) в том месте на поверхности Марса, где происходило радиозатмение MGS, представлены на рис. 1.
СЗУ, град
8-
7-
6-
3-
г~
70
72
82
86 88
СЗУ, град
хМсо (креак), вычисленные для каждого из имеющихся высотных распределений плотности электронов в окрестности максимума ионизации, можно восстановить широтные вариации к0(у/%) - высоты изолинии постоянной плотности
' dl
No (Х) =< Apeak >\^ü< °CO2 (h peak) >
Рис. 1. Зависимость от СЗУ долготы и МВ радиозатмения в период день 306, 2000 г. - день 115, 2001 г.
В достаточно узком интервале СЗУ 72° <х< 74° МВ быстро возрастало. При £>74° МВ в месте, где происходило радиозатмение MGS, практически не изменялось. Это позволяет разделить эффекты МВ и СЗУ.
Кроме данных радиозатменного эксперимента на MGS, в этом разделе используются данные акселерометра аппарата Mars Odyssey, которые были получены при прохождении аппарата на высоте 120 км.
Связанные с МВ изменения долготного профиля изолинии концентрации: данные радиозатменного эксперимента на MGS
Далее представлены результаты анализа данных радиозатмений MGS в период, когда МВ в месте, где происходило радиозатмение, изменялось от 3 до 8 ч, а СЗУ практически не изменялся: 72° <%< 74°.
С использованием метода, описанного в [14], были получены значения высоты максимума концентрации электронов hpeak и шкалы высот нейтральной
1
атмосферы в окрестности максимума концентрации Hn(hpeak). На рис. 2 а, б Hn (креак) и hpeak представлены как функции МВ. hpeak растет, когда увеличивается МВ, а величина Нп слегка уменьшается при увеличении МВ. Среднее значение Нп (креак) для МВ: Науе = = 10,2+2,0 км в интервале МВ с 3 до 3,75 ч, тогда как Нте = 9,7+1,5 км в интервале МВ с 7,5 до 8,8 ч.
18 16 14 12 10 8 6 4
« " . ■ ... ». : ■■■ ■ ■■■ î
. "V ■'■л
7 8 9
Местное время, ч
На рис. 2 в, г к0 (у,^) представлена как функция долготы для двух различных интервалов МВ: МВ - с 3 до 3,75 ч (рис. 2 в) и МВ с 7,5 до 8,8 ч (рис. 2 г). Долготные вариации к0 (у,%) значительно яснее выражены в случае МВ с 7,5 до 8,8 ч, чем в случае МВ с 3 до 3,75 ч. Как видно, гармоника с п = 3 становится доминирующей с ростом МВ.
и я С
145 -,
130-
125-
б
.■у
■ * ■ Jb Шя m л и ■
7 8 9
Местное время, ч
а
150-,
145-
140-
135
130-
125-
120-
Интервал МВ 3-3,75 ч
.j g ...........
30 60 90 120 150 180 210 240 270 300 330 360
Рис. 2. Зависимость hpeak и Hn (hpeak) от мес
150 -i
145-
140-
135
130-
125-
120
Интервал МВ 7,5-8,8 ч
120 150 180 210 240 270 300 330 360
Долгота, град
а, б) и высота изолинии h0 ( щ,х) как функция долготы
для двух интервалов МВ 3-3,75 ч и 7,5-8,8 ч (в, г): зависимость креак и Нп (креЛ) от МВ была аппроксимирована параболой и линейной функцией соответственно. Зависимость к0 (у,%) от долготы была аппроксимирована функцией Р(у)=Р1 +Р2$тц+Р3со$,ц/+Р4$,:т2ц/+Р5со£2ц+Р6$,т3у+Р7ео83у [4]. Сплошная линия - наилучшая аппроксимация; штриховая -95%-й доверительный интервал аппроксимации; пунктирная - интервал 95%-й вероятности попадания данных
в
Усредненное по долготе значение высоты изолинии <h0 (щ,х)>, вычисленное для МВ с 3 до 3,75 ч и МВ с 7,5 до 8,8 ч соответственно, составляет 133,8+2,7 и 135,3+2,5 км. Расчеты также показывают, что N0 (х) было больше в случае МВ с 7,5 до 8,8 ч, чем в случае МВ с 3 до 3,75 ч. По-видимому, нижняя атмосфера становилась плотнее по мере того как МВ увеличивалось с 3 -3,75 ч до 7,5- 8,8 ч.
Связанные с МВ изменения долготного профиля изолинии концентрации нейтралов: данные акселерометра Mars Odyssey
Ниже представлены результаты анализа влияния МВ на долготный профиль изолинии концентрации нейтралов с использованием данных акселерометра аппарата Mars Odyssey, полученных в период день 315-356, 2001 г.
На рис. 3 представлены значения плотности нейтралов, вычисленные по данным акселерометра Mars Odyssey, полученным при проходе аппарата на высоте 120 км во время нисходящей и восходящей части орбиты (а, б и в, г соответственно).
На рис. а, в представлена плотность атмосферы как функция МВ, а на рис. б, г - как функция долготы. Разница в МВМ при проходе аппарата на высоте 120 км во время нисходящей и восходящей части орбиты примерно составляет 12 ч. Это позволяет наиболее полно выявить эффекты МВ.
Долготные вариации плотности нейтралов более отчетливо проявляются в данных, полученных при МВ 2,75-3 ч, чем в данных, полученных при МВ 16,5-17 ч. Более того, при МВ 2,75-3 ч вблизи долготы щ=330° существует локальный минимум плотности нейтралов, в то время как при МВ 16,5-17 ч плотность нейтралов постепенно возрастает во всем интервале долгот 270° < щ < 360°.
161514131211 ■ 1098765 -4321 ■
2,75
2,80
2,85
2,90
2,95
3,00
3,05
16-, 1412108642-
Местное время, ч
в
16,5
—I— 16,6
16,7
16,8 16,9 17,0
Местное время, ч
16-1 14 12 10 8 6 4 2-
I—I—I—I—I—j—.—I—I—I—I—I—I—I—I—I—■—I—I—I—I—I—I—I
30 60 90 120 150 180 210 240 270 300 330 360
Долгота, град
г
—I—•—I—'—I—1—I—1—I—1—r—'—I—1—I—'—I—1—I—1—I—1—I
30 60 90 120 150 180 210 240 270 300 330 360
Долгота, град
б
а
Рис. 3. Плотность нейтральной атмосферы на высоте 120 км по результатам эксперимента с акселерометра на КА Mars Odyssey, данные с восходящей (а, б) и нисходящей (в, г) частей орбиты КА. а, в - распределение значений плотности по МВ, б, г - зависимость плотности от долготы. Зависимость плотности от долготы была аппроксимирована функцией F(y)=P1 +P2siny+P3cosy+P4sin2y+P5cos2y+P6sin3y+P7cos3у [4]. Сплошная линия - наилучшая аппроксимация; штриховая -95%-й доверительный интервал аппроксимации; пунктирная - интервал 95%-й вероятности попадания данных
Годовые (в цикле солнечной активности) изменения в термосфере
Если сопоставить данные радиозатменного эксперимента на MGS, полученные в течение двух периодов времени: день 304, 2000 г.- день 31, 2001 г. и дни 303-365, 2002 г., которые отстоят друг от друга примерно на один марсианский год, то при таком выборе данных для сопоставления различия, вызванные сезонными изменениями, должны быть минимальны. Кроме того, как видно из рис. 4 а, б, СЗУ/широтные интервалы, на которых были получены данные радио-затменного эксперимента в вышеупомянутые периоды, сопоставимы.
В обоих случаях Hn (hpeak) слабо зависят от СЗУ (рис. 4 в). Далее высотный градиент шкалы высот нейтральной атмосферы d< Hn (< hpeak >,x) > / d< hpeak > немного
уменьшился за один марсианский год: с 0,41±0,03 до 0,36±0,03. Данные, использованные для вычисления d < Hn(< hpeak >,Х) >/ d < hpeak >, представлены на рис. 4 г.
Высота h=h0( v,x), на которой проходит изолиния к0нцентрации, Nco2(ho(v,x),v,x) = No(x), где No(X) =
=< Apeak > [д < ^CO2 (hpeak) >J , показана на рис. 4 Д, е.
Общий рисунок долготных вариаций отличается несущественно. Однако амплитуда гармоники n = 3 была больше в периоды дни 305-365, 2002 г., чем в период день 344, 2000 г. - день 31, 2001 г. Это может быть связано либо с различной интенсивностью потока УФ-излучения, либо с различием в МВ.
Проведенный анализ показал, что МВ влияет на характеристики термосферы. В утреннем секторе высота максимума ионизации возрастает, когда МВ увеличивается, что указывает на рост плотности в термосфере. Но зависимость долготных вариаций плотности атмосферы, выявленная с использованием данных радиоза-тменных экспериментов и эксперимента с акселерометром, неоднозначна. Существует явное различие в изменении выраженности долготных вариаций плотности - неподвижных приливных волн в термосфере -с ростом МВ. Время получения данных акселерометра на борту аппарата Mars Odyssey и временные интервалы получения вышеупомянутых данных радиозатмен-ного эксперимента на борту MGS разделены времен-
ными промежутками приблизительно в половину марсианского года, т.е. данные акселерометра и радиоза-тменного эксперимента соответствуют противоположным сезонам в северном полушарии Марса. Можно предположить, что отмеченное различие в зависимости долготных вариаций плотности отражает сезонные изменения в термосфере Марса.
Сравнение долготных изменений высоты изолинии плотности h0(y,x), которая вычислена с использованием данных MGS, полученных при МВ 3-3,75 ч (рис. 2 в), с долготным профилем плотности нейтралов, вычисленной по данным акселерометра, полученным при МВ 2,75-3 ч (рис. 3 б), приводит к следующим результатам.
СЗУ, град
90 120 150 180 210 240 270 300 330 360
Долгота, град
Широта пиков ионизации, км
е
иау оиэ - лоэ , ¿uuz
Longitude, deg.
Долгота, град
Рис. 4. График а - связь между СЗУ в точке радиозатмения КА MGS и широтой для двух временных периодов день 336, 2000 - день 31, 2001 (■) и день 305 - 365, 2002 (о); б, в - зависимость hpeak и Hn (hpeak) от СЗУ для первого (■) и второго (о) временных интервалов соответственно; г - зависимость Hn от hpeak для первого (■) и второго (о) временных интервалов; д, е - зависимость h0 (y,x) от долготы удля двух временных периодов день 336, 2000 - день 31, 2001 (■) и день 305-365, 2002 (о). Зависимость h0 (y,x) от долготы была аппроксимирована функцией F(y)=P1+P2siny+P3cosy+P4sin2y+-+P5cos2 y+P6sin3 y+P7cos3 y [4]. Сплошная линия - наилучшая аппроксимация; штриховая - 95%-й доверительный интервал аппроксимации; пунктирная - интервал 95%-й вероятности попадания данных
В данных акселерометра аппарата Mars Odyssey вблизи точки с долготой ц=90° был зарегистрирован глобальный минимум плотности термосферы. Минимуму плотности термосферы должен соответствовать минимум высоты изолинии плотности h0(y/,%). Согласно данным радиозатменного эксперимента на MGS, на этой долготе h0(y,x) имеет максимум. Поскольку анализируемые данные акселерометра и ра-диозатменного эксперимента соответствуют противоположным сезонам на Марсе, то, очевидно, фаза стоячей приливной волны в термосфере существенно изменялась от сезона к сезону.
Литература
1. Radio Science Observations with Mars Global Surveyor: Orbit Insertion Through One Mars Year In Mapping Orbit / L.G. Tyler [et al.] // J. Geophys. Res. 2001. Vol. 106. P. 23, 327.
2. Radio Occultation Measurements of Forced Atmospheric Waves at Mars / D.P. Hinson [et al.] // J. Geophys. Res. 2001. Vol. 106. P. 1463.
3. Hinson D.P., Wilson R.J. Temperature Inversions, Thermal Tides and Water Ice Cl.ouds in the Martian Tropics // J. Geophys. Res. 2004. Vol. 109. P. E01002.
4. Mars Global Surveyor Radio Science Electron Density Profiles: Neutral Atmosphere Implications / S.W. Bougher [et al.] // Geophys. Res. Lett. 2001. Vol. 28. P. 3091-3094.
5. MGS Radio Science Electron Density Profiles: Interan-nual Variability and Implications for the Martian Neutral Atmosphere / S.W. Bougher [et al.] // J. Geophys. Res. 2004. Vol. 109. P. E03010.
6. Radio Science Investigations with Mars Observer // L.G. Tyler [et al.] // J. Geophys. Res. 1992. Vol. 97. P. 775.
7. The structure of the Upper Atmosphere of Mars: In Situ Accelerometer Measurements from Mars Global Surveyor / G.M. Keating [et al.] // Science. 1998. Vol. 279. P. 1672-1676.
8. Withers P., Bougher S. W., Keating G.M. The Effects of Topographically Controlled Thermal Tides in the Martian Upper Atmosphere as Seen by the MGS Accelerometer // Icarus. 2003. Vol. 164. P. 14-32.
9. Evidence of Large Global Diurnal Kelvin Wave in Mars Upper Atmosphere / G.M. Keating [et al.] // Bull. Am. Astron. Soc. 2000. URL: http://aas.org/archives/BAAS/v32n3/dps2000/ 591.htm?q=publications/baas/v32n3/dps2000/591.htm (дата обращения: 15.07.2010).
10. Forbes J.M., Hagan M.E. Diurnal Kelvin Wave In The Atmosphere Of Mars: Towards an Understanding Of 'Stationary' Density Structures Observed By The MGS Accelerometer // Geophys. Res. Lett. 2000. Vol. 27. P. 3563.
11. Kelvin Wave Propagation In The Upper Atmospheres Of Mars And Earth / J.M. Forbes [et al.] // Adv. Space Res. 2001. Vol. 27. P. 1791-1800.
12. Nonmigrating Tides In the Thermosphere of Mars / J.M. Forbes [et al.] // J. Geophys. Res. 2002. Vol. 107.
13. Wilson R.J. Evidence for Nonmigrating Thermal Tides in the Mars Upper Atmosphere from the Mars Global Surveyor Accelerometer Experiment // Geophys. Res. Lett. 2002. Vol. 29. Р. 1120.
14. Киреев А.П., Крымский А.М. Определение пространственных изменений шкалы высот углекислого газа в приполярной термосфере северного полушария Марса по данным радиозатменного эксперимента на Mars Global Surveyor 2010 // Изв. вузов. Сев.-Кавк. регион. Естеств. науки. 2011. № 1. С. 50-55.
Поступила в редакцию_22 сентября 2010 г.
