2 мая исполннилось 13 лет с момента первого включения российского прибора HEND, находящегося на борту космического аппарата «2001 Mars Odyssey».

Космический аппарат НАСА с громким названием  «2001 Mars Odyssey», позаимствованным из фантастического романа Артура Кларка «2001: Космическая одиссея», был  запущен в космос 7 апреля 2001 года, а 24 октября он вышел на околомарсианскую орбиту. С той поры вот уже 13 лет он непрерывно проводит исследование Марса из космоса, став, таким образом, рекордсменом по продолжительности работы среди аппаратов, когда-либо отправленных к Марсу. Вместе с ним бьет рекорд и российский прибор HEND, входящий в состав научного оборудования. Его первое включение состоялось в 12:29:26 UT 2 мая 2001 ещё по пути к Марсу.

http://www.nkj.ru/upload/iblock/462/46234d10dedaf00df2496731e19cf3ec.jpg

Благодаря такому длительному пребыванию на орбите собран значительный массив данных о химическом составе почвы и климате Марса, о радиационном фоне на орбите планеты, и даже о далеких астрофизических гамма-всплесках. Главным же научным результатом работы HEND стали убедительные доказательства в пользу существования воды на современном Марсе. Это проверенное позднее другими аппаратами открытие имеет большое значение и далеко идущие последствия для науки о Марсе и, возможно, для его колонизации.

http://www.nkj.ru/upload/iblock/491/491b4b1c90cb59745d0a961e421ac91a.jpg

Вид прибора HEND

Название HEND образовано сокращением английского названия «High Energy Neutron Detector» — детектор высокоэнергичных нейтронов. Разработанный в Институте космических исследований РАН прибор предназначен для  измерения нейтронного и гамма-излучений. Он входит в комплексный инструмент GRS (Gamma Ray Spectrometer – спектрометр гамма излучения). Кроме собственно GRS и HEND в комплект входит еще и детектор тепловых нейтронов (NS).

http://www.nkj.ru/upload/iblock/a70/a70df5f51d958c0a699bf6fbb710723c.jpg

Главная задача экспедиции – определение химического состава пород в поверхностном слое Марса. Определение концентрации химических элементов, входящих в состав марсианской поверхности, производится по измерениям вторичных нейтронов от Марса, которые рождаются в приповерхностном слое грунта толщиной 1-2 метра, облучаемом космическими лучами. Родившиеся в грунте нейтроны высоких энергий замедляются и поглощаются ядрами основных элементов через ядерные реакции неупругого рассеяния и захвата. Спектр выходящих из грунта нейтронов (распределение их энергии) зависит от состава вещества. Измеряя спектральный состав потока нейтронов на околомарсианской орбите,  можно сделать выводы о химическом составе грунта. Гамма-излучение, возникающее на глубине в несколько десятков сантиметров, тоже позволяет определить концентрацию основных породообразующих элементов (H, O, Mg, Al, Si, S, Cl, K, Ca, Mn).

Особенно метод нейтронной спектроскопии чувствителен к водороду и водородосодержащим соединениям, в частности, воде. При столкновении с ядром водорода - протоном, имеющим почти такую же массу, нейтрон теряет сразу половину своей энергии, что приводит к значительному увеличению потока медленных (тепловых) нейтронов и уменьшению потока быстрых нейтронов. Поэтому, измеряя энергию нейтронов, можно понять, есть ли водород на определенном участке планеты. Поскольку одно из наиболее распространённых соединений водорода — вода, то, зная, где находится водород, можно с большой уверенностью судить о том, где на Марсе в верхнем слое грунта (до 60 см) находятся залежи водяного льда.

http://www.nkj.ru/upload/iblock/c55/c55c284a0e966f6f604346ef8ddfa220.jpg

Это определило две главные задачи, успешно решенные прибором HEND:

1. Измерение абсолютной величины потока нейтронов от Марса в разных спектральных диапазонах (в том числе совместно с марсоходами).

Длительная работа на полярной круговой орбите позволила построить глобальную карту спектральной плотности потока нейтронов от Марса: сколько нейтронов и какой энергии мы видим от планеты.

2. Составление карты водосодержащих областей на поверхности Марса. Определение массовой доли водяного льда и химически связанной воды, а также оценка глубины залегания водосодержащих слоев.

Многолетние исследования Марса показывают, что в прошлом по его поверхности текли реки, а большие участки сегодняшней суши, возможно, занимали океаны. В современных климатических условиях жидкая вода на поверхности Марса не может существовать долго, однако под поверхностью в высоких широтах планеты сохранился водяной лед, а на умеренных и экваториальных широтах вода находится в связанном состоянии. Это физически связанная вода (на поверхности частиц грунта) или химически связанная вода (в составе минералов).

http://www.nkj.ru/upload/iblock/f40/f40a45f8b4feda900a45cacba6e5fe76.jpg

Было установлено, что верхний слой поверхности Марса глубиной один метр содержит более 50%  воды по весу и 75% по объему. Этого достаточно, чтобы дважды заполнить озеро Мичиган!

На этом задачи, решаемые прибором, не исчерпаны. Известно, что атмосфера Марса испытывает сезонные колебания, при которых около четверти всей атмосферной углекислоты конденсируется на поверхность полярных областей Марса в течение осеннее – зимнего периода времени. Толщина слоя осажденной углекислоты может составлять от нескольких десятков сантиметров до одного метра. Это позволяет использовать нейтронную спектроскопию поверхности полярных областей Марса для наблюдения сезонного цикла на Марсе и определения толщины сезонного покрова осажденной углекислоты. В связи с этим возникает третья научная задача.

3. Исследования сезонных вариаций нейтронного потока Марса над полярными областями планеты, определение содержания углекислоты в атмосфере,  определение поверхностной плотности и состава (примесь воды и пыли) сезонного покрова — «полярных шапок» Марса.

К настоящему времени накоплены данные более чем за 6 марсианских лет (один марсианский год примерно равен двум земным). Это позволит получить новую информацию о закономерностях климатических процессов на Марсе, построить карту распределения сезонных отложений по поверхности полярных областей, понять особенности перекачки через атмосферу Марса таких летучих соединений, как углекислый газ и водяные пары.

Из других исследований, проводимых с использованием HEND, отметим

4. Мониторинг  потоков галактических космических лучей.

Как известно, поток приходящих из космоса высокоэнергичных заряженных частиц, получивших название галактических космических лучей (ГКЛ), циклически меняется в зависимости от активности Солнца. Во время максимумов солнечной активности поток ГКЛ, проникающий во внутренние части Солнечной системы, минимален, поскольку солнечный ветер «сдерживает» его.  И наоборот, во время минимумов активности поток ГКЛ достигает максимума. Аналогичные колебания испытывают потоки нейтронов, порождаемых ГКЛ в поверхности и атмосфере Марса и других планет без мощного магнитного поля и толстой атмосферы.

http://www.nkj.ru/upload/iblock/70d/70db71765fba10800ba3a557990b8a0f.jpg

Карта распределения гематита на поверхности Марса

5. Регистрация гамма всплесков и определения координат их источника путем участия в международной триангуляционной сети.

За годы работы прибора было зарегистрировано более сотни гамма всплесков. Для многих из них были определены координаты, что позволило затем другим исследователям обнаружить послесвечение в рентгеновском и оптическом диапазоне.

С 11 февраля 2014 начат плавный перевод космического аппарата на новую орбиту, который завершится уже в ноябре 2015 года. Работа продолжается.


По материалам ИКИ РАН , NASA

nkj.ru/news/24248/