CC BY
15
АСТРОФИЗИКА
УДК 537.86+550.34.01
ОПРЕДЕЛЕНИЕ ПРОСТРАНСТВЕННЫХ ИЗМЕНЕНИЙ ШКАЛЫ ВЫСОТ
УГЛЕКИСЛОГО ГАЗА В ПРИПОЛЯРНОЙ ТЕРМОСФЕРЕ СЕВЕРНОГО ПОЛУШАРИЯ МАРСА ПО ДАННЫМ РАДИОЗАТМЕННОГО ЭКСПЕРИМЕНТА НА MARS GLOBAL SURVEYOR
© 2011 г. А.П. Киреев, А.М. Крымский
Научно-исследовательский институт физики The Institute of Physics of Southern Federal University,
Южного федерального университета, Stachki Ave, 194, Rostov-on-Don, 344089,
пр. Стачки, 194, г. Ростов-на-Дону, 344090, sakh@ip. sfedu. ru
На основании данныхрадиозатменного эксперимента на борту космического аппарата (КА) Pioneer-Venus был сделан вывод о том, что в термосфере Венеры резко уменьшается шкала высот атмосферы и снижается ее плотность на фиксированной высоте при переходе от освещенной дневной стороны к ночной. Сходство состава атмосфер и отсутствие собственных магнитных полей на Венере и в северной полусфере Марса послужило основанием для рассуждений о сходстве ионосфер и термосфер. Примерное постоянство высоты главного пика отличает Венеру от ситуации на Марсе, где согласно наблюдениям высота главного максимума концентрации электронов монотонно возрастает по мере роста солнечного зенитного угла. В этой работе данные радиозатменного эксперимента на борту КА Mars Global Surveyor используются для выяснения: а) уменьшается ли шкала высот атмосферы Марса при переходе с дневной стороны на ночную и насколько; б) что отвечает за различие в зависимости высоты главного максимума концентрации электронов в ионосфере Венеры и северного полушария Марса от величины солнечного зенитного угла?
Ключевые слова: пространственные изменения, шкала высот, углекислый газ, северное полушарие Марса, радиоза-тменный эксперимент.
On the base of data of Pioneer-Venus radio-occultation experiment it was concluded that within the thermosphere of Venus near terminator both the atmosphere scale-height and the density at fixed altitude decrease from day to night. Since atmosphere composition at Venus and Mars is similar and planetary magnetic fields are rather weak or absent one can expect similarity of ionosphere and thermosphere of those planets. At Venus the altitude of the main peak density is practically independent on the solar zenith angle (SZA) while at Mars the altitude of the main peak density monotonously and significantly increases with SZA. In this paper the data of Mars Global Surveyor radio-occultation experiment are used to establish a) whether or not the scale-height of martian atmosphere decreases from day to night; and b) what determines the aforementioned difference in variations of the altitude of the main peak density with SZA at Venus and Mars.
Keywords: spatial variations, scale height, carbon dioxide, Nothern Hemisphere of Mars, radio-occultation experiment.
Модель а-чепменовского слоя с зависящей от высоты шкалой высот нейтралов Hn обычно используется для определения характеристик нейтральной атмосферы [1] вблизи максимума ионизации, вызванного фотохимическими процессами. На основании данных радиозатменного эксперимента на борту космического аппарата (КА) Pioneer-Venus был сделан вывод о том, что термосфера Венеры «схлопывается: резко уменьшается шкала высот атмосферы и снижается ее плотность на фиксированной высоте при переходе от освещенной дневной стороны к ночной криосфере [2]. Сходство состава атмосфер и отсутствие собственных магнитных полей на Венере и в северной полусфере Марса послужило основанием для рассуждений о сходстве ионосфер и термосфер. Однако анализ данных о положении максимума ионизации в ионосфере Венеры и Марса привел авторов статей [3, 4] к следующему заключению. Примерное постоянство высоты главного пика на Венере (небольшое увеличение от 140 до 144 км) отличает Венеру от Марса, где, согласно наблюдениям высота главного максимума
концентрации электронов монотонно возрастает по мере роста солнечного зенитного угла.
В данной работе материалы радиозатменного эксперимента на борту КА Mars Global Surveyor способствуют выяснению: а) уменьшается ли шкала высот атмосферы Марса при переходе с дневной стороны на ночную и насколько; б) что отвечает за различие в зависимости высоты главного максимума концентрации электронов в ионосфере Венеры и северного полушария Марса от величины солнечного зенитного угла?
Метод определения параметров главного максимума концентрации электронов в ионосфере Марса и характеристик нейтральной атмосферы в окрестности главного максимума
Для оценки характеристик атмосферы вместо обычного а-чепменовского слоя используется условие фотохимического равновесия для однокомпонентной атмосферы, состоящей из углекислого газа и находящейся под действием ионизующего излучения в
диапазоне частот от VI до у2 (образование электронов при фотоионизации уравновешивается потерями при диссоциативной рекомбинации молекулярных ионов), что приводит к следующему соотношению между концентрацией углекислого газа в атмосфере Марса Жсо и концентрацией электронов п:
J
CO
NCO2 * NCO2(hpeak
2 h=h
peak
Te (hpeak )
T
0,63
peak
J
CO
(1)
Нижний индекс С02 здесь и далее указывает на углекислый газ; преак - максимальная концентрация электронов; йреак - высота максимума концентрации
V 2
электронов; 1Со2 » / Млсо2Мстсо2Мехр[-т^ -V1
скорость фотоионизации углекислого газа (V - частота фотона; - спектр излучения Солнца на орбите Марса; 'л(у) ист (V) - эффективность ионизации газа
и сечение поглощения в случае фотона с частотой V соответственно; т^, ху,х) - оптическая толща атмосферы для излучения с частотой V: дт/д1« стС02 (V; I - путь, пройденный фотоном
вдоль луча распространения излучения); Те - температура электронов.
Соотношение (1) является хорошим приближением условия баланса числа свободных электронов до тех пор, пока выполнены условия N0 << ^со2 (N0 -
концентрация атомарного кислорода) и .2
|R|/k0 + n2 << 1 >, где R = -div(nVe)+
+ No Ji x (v)ct0 (v)[ ц0 (v) -Цсо2 (V)] exp[ -x(v)]dv +
+kO+ nnn + - (krn + - kn + )nn
о
CO+
O+
CO
+ Qimpact; Ve - по-
CO+
концентрации ионов O+ и CO+ соответствен-
химического и диффузионного равновесия снижается, так что влиянием вертикальной диффузии можно пренебрегать только до высот 145-150 км [6].
Влияние ионизации нейтралов ударом вторичных фотоэлектронов, которые появляются после поглощения рентгеновских фотонов, становится существенным значительно ниже высоты максимума ионизации, поскольку оптическая толща атмосферы убывает с ростом частоты фотона. Вторичный максимум концентрации/плечо может появляться в результате такого процесса [7]. Обычно вторичный максимум концентрации/плечо находится на высотах менее 115 км.
Модель а-чепменовского слоя эквивалентна соотношению (1) при выполнении следующих дополнительных условий:
а) излучение Солнца монохроматическое;
Те (Ьреак)
б)
T
= 1;
в)
1 --
H„
(
Hn (hpeak )
exp
>>
ре а (
h - h
dh
J exP
h
-J
dh H
Л
(
>>
H
Hn (hpeak )
dh
J_ H
d ln(NC^) dh
- шкала высот концентрации
углекислого газа.
Условие максимума концентрации электронов: д п
— п = 0 ведет к соотношению: дИ
д1 *
Ж СТС(к
{ 1 .+ 0,63-^- 1п Те (ЬРеЛ)
peak )NCO2 (hpeak) !
Сст
CO.,
н„
dh
T
'CO.
dh
(2)
h=h
peak
токовая скорость электронов; к„ + и к__ + -
О 2 СО 2
скорость диссоциативной рекомбинации и п + и
но; п + - концентрация ионов 0+ ; Qimpact - скорость образования электронов в результате ионизации электронным ударом.
Для оценки величины Я необходимо использовать данные плазменных экспериментов (в частности, данные, относящиеся к ионному составу плазмы и электронным потокам) и/или численные модели ионосферы/атмосферы Марса, достаточно точно учитывающие влияние ионизации электроннным ударом. Теоретический анализ влияния конвекции плазмы и фотохимических реакций на высотное распределение концентрации электронов показал, что диффузия плазмы вверх оказывается менее значительным фактором в области ниже 160-180 км в подсолнечной части ионосферы Марса [5]. По мере продвижения к терминатору высота границы между областями фото-
Здесь для учета немонохроматического характера излучения, каким и является излучение Солнца, использовано эффективное сечение поглощения излуче-
* т-г
ния в частотном интервале от VI до v2 - СТсо2 . При
таком подходе из-за зависимости оптической толщи
от частоты излучения эффективное сечение поглоще-
*
ния излучения ст со2, учитывающее изменение спектра излучения при поглощении, оказывается зависящим от высоты. Знание спектра излучения на орбите
планеты требуется только при расчете ст Со и
Сст
затем
CO,
ст m dh
входящего в правую часть соотноше-
^со2
ния (2). е ( реак) может быть определено с исполь-
Те
зованием либо эмпирической модели, основанной на данных электронных датчиков, либо теоретической модели.
Как видно, это соотношение позволяет определить эффективную шкалу высот в атмосфере на высоте, равной высоте максимума концентрации электронов в
2
X
X
V
у
h
ч
у
V
2
Ч
у
V
ионосфере, минуя вычисления плотности нейтралов, если известно значение
_ 51 *
Apeak -TTCTCO2(h;
^ со2 V реакЖс02 (Ьреак
В рамках использованного подхода точность шкалы высот углекислого газа, полученной с использованием любого из имеющихся высотных профилей концентрации электронов, зависит от следующих факторов: а)
2
ak) .
(3)
величины отношения R
I/
kO+ n2
принятой модели
T
4
dh
8Jr
J CO2 dh Hn
+ O(( h - hpeak )3)
~ d , Te (hpeak)
-0,63 — ln---
dh T„
h= h
peak
либо ln n(h) (как в [8, 9]):
2
, , (h - hpeak) d lnn(h) и lnnpeak +---— X
б) отношения
концентраций N0 / NCo2 в месте, где происходило
затмение КА; в) отклонения реального спектра излучения Солнца от модельного спектра (например, спектра излучения в модели SOLAR 2000); г) точности
Te (hpeak)
dJ,
CO,
dh
1 _,„d, Te (hpeak)
-- 0fl63 — ln---
J CO,dh Hn dh
+ O(( h - hpeak )3),
можно определить npeak, hpeak и д
h=h
'peak
Л
Радиозатменный эксперимент дает данные о распределении электронов как выше главного максимума концентрации, так и ниже него. Используя параболическую аппроксимацию в окрестности максимума (ряд Тейлора) либо самой концентрации электронов n(h) [8]:
2
npeak(h ~ hpeak) 5 n(h) к npeak +-— x
peak
dJ.
dh
CO2 1 r.r ^ d . Te (hpeak) 2----0,63—ln----
J CO, dh Hn
dh
T
■L О
h=h„
(4)
(5)
(6)
для каждого из имеющихся высотных профилей концентрации электронов. Соотношения, связывающие параметры регрессии и параметры тейлоровского ряда преак, Ьреак и Лреак, а также критерии наилучшей
аппроксимации, которые использовались в [6, 7, 9], сопоставлены в табл. 1.
Таблица 1
Соотношение между параметрами используемой параболической аппроксимации и преак, Ьреак и Л реак и критерий наилучшей аппроксимации, использованные в [7-9]
1
2
+
X
+
X
Т.
e
X
X
Параметр Источник
[8] [7, 9]
Аппроксимируемый высотный профиль n(h) ln n(h)
Регрессия 2 y(h) = a + bh + ch y(h) = a + bh + ch
Параметр регрессии: а npeak Л ,j ,2 a = n peak + ^ Л peak (h peak ) 1 2 a = In npeak peak (hpeak )
Ь , npeakhpeak Л b = 2 Л peak , hpeak л b = 2 Л peak
с npeak . c = ^ Л peak c = 1Л c peak
Критерий наилучшей аппроксимации minjs [n(h¡) - y(h¡ )]2 j minjz [ln n(hi) - y(h )]2 j
Даже при том, что интервал, на котором проводится аппроксимация, набор значений концентрации п(^) и другие используемые параметры совпадают, из-за различия в критерии наилучшего приближения в случае аппроксимации п(к^ и 1п п(И,) получаемые значения преак, Ареак и Лреак могут различаться довольно
существенно. Поскольку в радиозатменном эксперименте погрешность, связанная с шумами, определяется для п, а не для 1п(п), то только аппроксимация высотного распределения п обеспечивает симметричное гауссово распределение невязок аппроксимации и поэтому является предпочтительной.
Независимо от способа определения значения Лреак справедливо следующее соотношение:
Apeak
Здесь
- D + Л
= 0.
(7)
n I л c^d Te (hpeak) d 1 D = \ Apeak ■ 0,63-ln-£-----
dh
dh H „
d 2 Te (hpeak ) - 0,63-^r ln p
dh2
T
J- о
h=h
peak
(8)
Соотношение (7) позволяет определить значение ^4Реак, используя метод последовательных приближе-
T
e
ний. На первом шаге используются следующие предположения:
а) излучение Солнца считается монохроматическим;
б)
Te (hpeak ) =
T
в) D!
d 1
v dh Hn у
= 0.
h=h
peak
Так что в результате оказывается, что
"peak
= -Л
^__\_
peak и Apeak * „
h=h
peak
dX
во всем анализируе-
всем анализируемом интервале СЗУ позволяет опреде-
лить приближенное значение <
dHn (< hpeak >- X) dX
> .
Поскольку
d < Hn(< hpeak >-Х) > _ d < Hn(< hpeak >-X) >
dX dX
d < Hn (< hpeak >- X) d < hpeak >
d < h
peak
dX
(9)
h,
Lpeak, км
70 72 74 76 78 80 82 84 86 88
СЗУ, град
d < Hn (< йреак >, х) > то величина -p-определяется как
зависимостью <НП > от СЗУ на фиксированной высо-
д < Hn(< креак >,х)
p —, так и комбинацией высотной
те
dX
Дальнейший статистический анализ не учитывает значений долготы, что соответствует эффективному усреднению по долготе. В дальнейшем скобки <...> указывают на такое усреднение. Наилучшая линейная аппроксимация высоты максима концентрации < йреак(х) >= Е + ^ * х, которая представляет собой ряд Тейлора с двумя членами, позволяет определить приближенное значение реак
зависимости <Hn > и зависимости < hpeak > от СЗУ.
Используя наилучшую линейную аппроксимацию < Hn < hpeak >, х >= C + K* < hpeak > на отдельных малых интервалах СЗУ (в нашем случае ширина интервала была принята равной 1°) и затем усредняя полученные значения коэффициента K, можно определить
д < Hn (< hpeak > X)
приближенное значение ---> в ана-
д < hpeak >
лизируемом малом интервале СЗУ и высот < hpeak >.
На заключительной стадии анализа с помощью соотношения
д< Hn (< hpeak >- X) > d < Hn (< hpeak >- X) > _
ÖX dX
d < Hn (< hpeak >- X) d < hpeak >
d < hr
dX
(10)
мом интервале СЗУ. Аналогичная наилучшая линейная аппроксимация < Hn (< h ^ (х) >,х) >= Л + B *х
на
йреак >
можно оценить характер зависимости <НП > от СЗУ на фиксированной высоте; для выяснения, «схлопы-вается» ли термосфера Марса и с какой скоростью?
Высотный и СЗУ/широтный градиенты шкалы высот нейтральной атмосферы вблизи терминатора
Как функции СЗУ, <Ьреак> и <НП( <Ьреак>)> показаны на рисунке (панели слева и справа соответственно).
Шкала, высот, км
1816 1412 108
СЗУ, град
Зависимость <hpeak > и <Hn( <hpeak>)> от СЗУ (панели слева и справа соответственно)
Пока х<82° , <Ь.реак > изменяется незначительно. Но в интервале 82°<х< 87° наилучшая аппроксимация <Ьреак> линейной функцией СЗУ дает эффективное значение градиента d < йреак > / dх «1,47+0,16
км/град. В то же самое время <Нп(<Иреак>) практически не изменяется во всем анализируемом интервале
72°<х<87°, так что эффективное значение градиента
d<Hn(<hpeak>)>/dx «0,06+0,01 км/град.
Для расчета д< Hn (< hpeak >- X) > / д < hpeak > и
д < Hn (< hpeak >, х) > / дх были использованы данные,
полученные при местном времени на Марсе, меньшем, чем 3 ч, поскольку в этом случае изменения
2
+
<Ип(<Ъреак>)> должны быть в основном связаны с изменением СЗУ. Затем для выделения эффекта существенного возрастания высоты максимума ионизации Ьреак
при б°ЛЬших СЗу 5 < нп (< креак >, X) > / Э< креак > бЬШ
вычислен для х<82° и 82°<х< 87°. Результаты расчета представлены в табл. 2.
Таблица 2
< dHn (hpeak, х, у)/ dhpeak > для двух «протяженных» интервалов СЗУ
Интервал СЗУ д < Hn (< hpeak > Х) > / 9 < hpeak >
X<82o 0,41+0,03
82°<х< 87o 0,32+0,03
Из соотношения (10) затем следует, что д< Hn (< hpeak >, х) > / дх незначителен, если х<82°
и <öHn(hpeak,х,Ж)/дх>«-0,5+ -0,4 км/град, когда
82° <х <87°.
Приведенные оценки градиента д < Hn (< hpeak >, х) > > / д< hpeak > указывают на то, что <Hn> существенно увеличивается с ростом высоты. Если же высота не изменяется, то оказывается, что <Hn > уменьшается по мере приближения к терминатору: д < Hn (< hpeak >, х) > / дх < 0, если СЗУ больше 82°.
Выводы
Анализ данных радиозатменного эксперимента на КА MGS подтверждает тот факт, что в северном полушарии Марса, в котором палеомагнитные поля относительно слабы, в интервале широт 60о-70о высота главного максимума концентрации электронов в ионосфере начинает быстро возрастать со скоростью примерно 1,5 км/град по мере увеличения СЗУ. Это отличает ионосферу/термосферу северного полушария Марса от ионосферы/термосферы Венеры. Кроме того, достаточно велик высотный градиент шкалы высот углеКИслого газа: д < Hn (< hpeak >, х) > / д < hpeak 0,4 ,
что свидетельствует об интенсивном нагреве атмосфе-Поступила в редакцию_
ры Марса сверху. В то же время в северном полушарии Марса, как и на Венере, происходит «схлопывание» термосферы при переходе с освещенной дневной стороны на ночную.
Таким образом, разреженная ионосфера северного полушария Марса в отсутствие существенных палео-магнитных полей не экранирует термосферу от притока в нее сверху энергии, переносимой потоком солнечного ветра, и приносимая солнечным ветром энергия существенно влияет на энергобаланс в термосфере. Вблизи терминатора ионосфера эффективнее экранирует атмосферу из-за падения динамического давления потока солнечного ветра, поступление энергии сверху в термосферу падает и начинает проявляться «схлопывание» термосферы на холодной ночной стороне Марса.
Литература
1. Rishbeth H., Garriott O.K. Introduction to Ionospheric
Physics. N.Y., 1969. 331 p.
2. The ionospheric peak on the Venus dayside / T.E. Cravers
[et al.] // J. of Geophys. Research. 1981. Vol. 86. P. 1132311329.
3. Fox J.L. The production and escape of nitrogen atoms on
Mars // J. Geophys. 1993.Vol. 98. P. 3297-3310.
4. Fox J.L., Yeager K.E. Morphology of the Near-Terminator
Martian Ionosphere: A Comparison of Models and Data // J. Geophys. 2006. Vol. 111, № A10. Р. 309.
5. Bauer J.S., Hantsch M.H. Solar Cycle Variation of the Up-
per Thermosphere of Mars // Geophys. 1989. Vol. 16. P. 373-376.
6. The effect of Crustal Magnetic Fields on the Near Termina-
tor Ionosphere at Mars: Comparison of in Situ Magnetic Field Measurements with the Data of Radio Science Experiments Onboard Mars Global Surveyor / A.M. Krymskii [et al.] // J. Geophys. 2003. Vol. 108.
7. Ionospheric Characteristics Above Martian Crustal Magnet-
ic Anomalies / P. Withers [et al.] // J. Geophys. 2005. Vol. 32. L16204.
8. The Effect of the Solar Radiation in the Topside Atmos-
phere/ Ionosphere of Mars: Mars Global Surveyor Observations / T. K. Breus [et al.] // J. Geophys. 2004. Vol. 109.
9. Withers P., Mendillo M. Response of Peak Electron Density in the Martian Ionosphere to Day-To-Day Changes in Solar Flux Due to Solar Rotation Pl // Space Sci. 2005. Vol. 53. P. 1401.
22 сентября 2010 г.
