Исследование ядерного излучения Марса на основе данных, зарегистрированных российским прибором ХЕНД, установленным на борту КА 2001 Mars Odyssey тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

МОСКОВСКИЙ ГОСУДАРСТВЕННЫЙ УНИВЕРСИТЕТ им. М.В. ЛОМОНОСОВА Государственный Астрономический институт им. П.К. Штернберга

На правах рукописи УДК 523.43

Литвак Максим Леонидович

Исследование ядерного излучения Марса на основе данных, зарегистрированных российским прибором ХЕНД, установленным на борту КА 2001 Mars Odyssey

01.03.02 - астрофизика, радиоастрономия

Автореферат диссертации на соискание ученой степени доктора физико-математических наук

Москва, 2004

Работа выполнена в Институте космических исследований РАН Официальные оппоненты:

академик РАН, д.ф.-м.н., профессор Сагдеев Роальд Зиннурович (ИКИ РАН, университет штата Мэриленд, США)

член-корреспондент РАН, д.ф.-м.н., Маров Михаил Яковлевич (Институт прикладной математики им. М.В. Келдыша РАН)

д.ф.-м.н. Шевченко Владислав Владимирович

(Государственный астрономический институт им. П.К. Штернберга

МГУ)

Ведущая организация:

Объединенный институт ядерных исследований, г. Дубна.

Защита состоится 3 марта 2005 года в 1400 часов на заседании диссертационного совета Д501.001.86 Государственного астрономического института им. П.К. Штернберга МГУ. Адрес: 119992, Москва, Университетский проспект, дом 13. С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке Государственного астрономического института им. ПК. Штернберга МГУ.

Автореферат разослан 31 января 2005 г.

Ученый секретарь диссертационного совета Д 501.001.86

Кандидат физ.-мат. наук

С.О. Алексеев

ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТЫ

Актуальность темы

Изучение Марса является одним из приоритетных направлений в исследовании планет солнечной системы. В течение последнего десятилетия стартовало более десятка различных международных экспедиций к этой планете. Часть из них потерпело неудачу, некоторые, наоборот, полностью выполнили свои научные задачи и завершили работу, а остальные продолжают работать до сих пор, как на орбите вокруг Марса (Mars Global Surveoyr, Mars Odyssey, Mars Express), так и на его поверхности (Mars Exploration Rover Spirit и Mars Exploration Rover Opportunity). В результате этих наблюдений был накоплен большой объем данных и совершен качественный скачок в изучении Марса, который затронул такие области науки как геология, геохимия, климатология, теория атмосферы, гидросферы и криолитосферы. Тем не менее, еще остается целый ряд белых пятен, на изучение которых могут потребоваться многие годы.

Согласно современным представлениям, Марс и Земля на ранней стадии эволюции развивались по похожему сценарию. Затем, возможно в результате глобальной катастрофы, Марс поменял теплый и влажный климат на современный сухой и холодный, утратив при этом большую часть атмосферы и всю поверхностную воду. Причины такого катаклизма, а также поиск ответа на вопрос, успела ли на Марсе зародиться биологическая жизнь, являются предметом пристального интереса научного сообщества. Поэтому неудивительно, что одной из самых популярных и широко обсуждаемых тем, причем не только в научных кругах, является поиск воды и жизни на Марсе.

Хотя современные климатические условия исключают существование жидкой воды на поверхности Марса, гидрологические исследования Марса могут быть разделены сразу на несколько независимых научных направлений.

Первое направление касается изучения марсианской криолитосферы, представляющей собой распределение пластов водяного льда под поверхностью Марса (см., например, Kuzmin et al., 2004).

Второе направление посвящэно изучению распределения связанной воды (адсорбированная вода из марсианской атмосферы и вода химически связанная в структуре некоторых минералов) в приповерхностных слоях Марса на разных широтах (см., например, Soderblom et al., 1993; Базилевский и др., 2003).

Третье направление исследования затрагивает поиск и изучение структур грунта и рельефа, оставленных на поверхности Марса жидкой водой. Подобный поиск включает геохимический анализ в местах посадки спускаемых аппаратов (последние наблюдения марсоходов Spirit и Opportunity в кратере Гусева и заливе Меридиани) и изучение рельефных особенностей, сформировавшихся на поверхности планеты в ходе гидрологической активности на ранних стадиях марсианской эволюции (системы долин и каналов, возникшие миллиарды лет назад в гесперийский период). Кроме этого сравнительно недавно были обнаружены и "свежие" следы (возраст обнаруженных промоин составляет всего миллионы лет), оставленные водой, кратковременно и под большим давлением выброшенной на поверхность из подземных резервуаров (Malin and Edgett 2000).

Поиск жизни на Марсе может являться следующим шагом, после того как будет построена детальная карта распределения водяных

I *(' • • >

I АУНиМГ.*«* j

» >м «и re •

пластов в приповерхностных слоях грунта Жизнь зарождается в воде, поэтому пристальный анализ полярных областей вечной водяной мерзлоты, а также низкоширотных областей с повышенным содержанием связанной воды может быть признан одним из приоритетных исследований, посвященных поиску следов биологической жизни на Марсе.

Данная диссертационная работа посвящена элементному анализу состава поверхности Марса с помощью методов ядерной спектроскопии. Подобные методы (наблюдение гамма-излучения планеты) применялись в марсианских исследованиях и раньше (наблюдения на советских межпланетных аппаратах "Марс" и "Фобос"), однако они носили локальный характер и не предоставили полной картины измерений для всей поверхности планеты (Surkov et al.,1989,1993). Что касается нейтронной спектроскопии, то до старта межпланетной миссии 2001 Mars Odyssey эта методика ни разу не применялась для анализа элементного состава марсианской поверхности. Тем не менее, длительное картографирование лунной поверхности показало перспективность подобных методов для изучения вечной мерзлоты, в состав которой может входить водяной лед (Feldman et al., 2000). В этом плане Марс является гораздо более гидрологически активной планетой, чем Луна, поэтому применение нейтронной спектроскопии для изучения поверхности Марса позволяет получить ряд важных результатов о распределении приповерхностной воды на высоком уровне значимости.

Цельработы

Основной целью диссертационной работы является применение методов ядерной спектроскопии для анализа приповерхностных слоев

марсианского грунта. Особенное внимание уделено детальному анализу нейтронного альбедо Марса в разных спектральных диапазонах, зарегистрированного в российском эксперименте ХЕНД (калька с английского: High Energy Neutron Detector).

Анализ нейтронного альбедо Марса может быть разделен на два базовых направления.

Первое направление основывается на изучении летней поверхности планеты. Главной целью такого исследования является построение глобальной карты Марса, показывающей распределение воды в приповерхностных слоях грунта на глубине нескольких метров.

Второе направление включает поиск сезонных изменений нейтронных потоков над полярными районами Марса, вызванных глобальным перераспределением атмосферной углекислоты между полюсами планеты. В ходе сезонного годового цикла при переходе между летом и зимой на приполярной поверхности планеты конденсируется до 25% полной массы марсианской атмосферы (Forget, Pollack, 1996; Tillman et al., 1993). Применение численного моделирования для обработки данных нейтронной спектроскопии позволяет определить массу и плотность сезонных отложений атмосферной углекислоты на разных участках поверхности Марса.

Научнаяновизна

Данная диссертационная работа основана на наблюдениях, полученных в результате спектрометрии нейтронного альбедо Марса в российском эксперименте ХЕНД на борту КА 2001 Mars Odyssey. В ходе двухлетних наблюдений были получены новые, нигде ранее не опубликованные научные результаты.

Впервые методы нейтронной спектроскопии в разных энергетических диапазонах были применены для ' анализа элементного состава поверхности Марса в ходе орбитальных наблюдений. Длительная работа прибора ХЕНД позволила накопить большой объем наблюдений (>3 Гигабайт), полностью покрывающий всю поверхность планеты.

Впервые была построена подробная карта Марса, содержащая распределение водяных пластов в приповерхностном (1-3 м) слое планеты. Были обнаружены огромные полярные районы (их площадь составляет десятки миллионов квадратных километров) ледяной мерзлоты, для которых относительное содержание водяного льда по массе составляет десятки процентов. Кроме этого в умеренных широтах впервые были обнаружены антиподальные области с повышенным содержанием воды в грунте, доходящим до 12-15% по массе. Эти участки могут интерпретироваться либо как глинистые породы с высоким содержанием химически связанной воды, либо как остатки вечной мерзлоты, сохранившейся с прошлых эпох, когда климатические условия были вполне пригодными для того, чтобы обеспечивать накопление и сохранение ледяной мерзлоты в приповерхностных слоях марсианского грунта.

Впервые была построена модель приповерхностных' слоев марсианского грунта, учитывающая распределение водяного льда и химически связанной воды. Кроме относительного содержания (массовая доля) Н2О было построено распределение водяных пластов по глубине. На разных широтах были получены оценки толщины верхнего сухого слоя.

Впервые были изучены вариации нейтронного альбедо Марса над его полярными областями, вызванные сезонным

перераспределением атмосферной углекислоты между полюсами планеты. Обнаруженный эффект была настолько сильный, что на основе полученных данных можно было детально проследить эволюцию сезонного покрова осажденной атмосферной углекислоты не только с течением времени, но и на разных участках сезонных шапок, включая умеренные широты где толщина сезонного покрова составляет всего несколько сантиметров. Было проведено сравнение данных наблюдений ХЕНД с результатами прямых измерений толщины сезонного покрова, выполненных лазерным альтиметром MOLA, установленным на борту марсианского орбитального аппарата Mars Global Surveyor. Высокая степень корреляции, обнаруженная между двумя типами данных, не только подтверждает сезонный характер изменений нейтронного излучения Марса, но и указывает на сопоставимые оценки толщины снежного покрова, полученные в этих двух экспериментах.

Впервые по данным длительной (один полный марсианский год) нейтронной спектроскопии Марса была построена численная многомерная модель сезонных шапок красной планеты. Благодаря этой модели можно проследить за изменением поверхностной плотности сезонных отложений атмосферной углекислоты на данном участке поверхности при переходе осень-зима-весна. Применение этой модели позволило оценить массу снежного покрова, конденсирующегося полярной осенью и зимой на поверхность планеты в разных широтных поясах. По пику полного накопления были сделаны независимые оценки максимальной массы сезонных шапок Марса, которые согласуются с предсказаниями глобальной климатической модели GCM, созданной в исследовательском центре NASA им. Эймса. Сравнительный анализ результатов

картографирования массы сезонного покрова (прибор ХЕНД) и прямых измерений его геометрической толщины (лазерный альтиметр MOLA) дал возможность оценить плотность замерзшей углекислоты на разных широтах в северном и южном полушарии. В результате такого сравнения было обнаружено, что плотность сезонного покрова может варьироваться в зависимости от широты места.

Полученные результаты были независимо подтверждены данными других приборов, входящих в состав научной нагрузки КА 2001 Mars Odyssey. Прежде всего, это измерительный комплекс GRS (гамма-спектрометр на основе высокочистого германия), возможности которого использовались для изучения элементного состава поверхности по анализу интенсивности ядерных линий основных породообразующих элементов. Кроме наблюдений GRS, результаты, полученные прибором ХЕНД, были также подтверждены измерениями, выполненными с помощью нейтронного спектрометра NS, регистрирующего нейтроны в более низком энергетическом диапазоне, чем в эксперименте ХЕНД.

Научнаяипрактическаяценностьработы

Наблюдения гамма-излучения и нейтронного альбедо Марса показали, что методы ядерной спектроскопии могут успешно применяться для изучения планет земной группы с тонкими атмосферами. По результатам проделанной работы было создано новое научное направление, основанное на использовании методов нейтронной спектроскопии поверхности Марса для анализа состава и структуры приповерхностного грунта, а также особенностей марсианского климата.

В ходе многолетних измерений (они продолжаются до сих пор) на орбите вокруг Марса накоплен большой наблюдательный материал, который может быть востребован в различных областях науки, связанной с изучением Марса. В равной мере это относится к геологии, климатологии, гляциологии и даже сравнительной планетологии. Полученная информация об элементном составе марсианской поверхности может использоваться для коррекции современных гипотез, объясняющих эволюцию этой планеты.

Длительная нейтронная спектроскопия поверхности Марса (основанная, в том числе, и на данных российского эксперимента ХЕНД) подтвердила, что измерение нейтронных потоков в разных энергетических диапазонах является одним из самых чувствительных методов для определения содержания воды в приповерхностных слоях грунта. Полученные данные о содержании водяного льда и связанной воды могут использоваться для сравнения с данными других экспериментов для построения полной картины эволюции марсианской гидросферы и криолитосферы. Данные орбитального картографирования поверхности планеты являются отправной точкой для возможных сравнений с данными экспериментов на поверхности, выполненных в ходе таких межпланетных миссий как Mars Pathfinder и Mars Exploration Rovers (американские марсоходы Spirit и Opportunity). Кроме этого, созданы все предпосылки для построения трехмерной картины марсианской криолитосферы на основе сравнительного анализа результатов нейтронной спектроскопии марсианской поверхности и данных глубинного зондирования (на глубину вплоть до нескольких километров) с помощью радаров, установленных на КА Mars Express и Mars Reconnaissance Orbiter.

Поиск воды и жизни неразрывно связаны между собой. Известно, что водная среда наиболее благоприятна для зарождения биологической жизни. Вполне возможно, что в толще водяной мерзлоты, обнаруженной на полюсах Марса, могли сохраниться марсианские бактерии. Поэтому на основе карты распределения воды/водяного льда в приповерхностных слоях Марса, полученной в ходе анализа данных эксперимента ХЕНД, можно планировать места посадок спускаемых аппаратов, на борту которых будет установлена специальная аппаратура для поиска простейших форм жизни.

В ходе наблюдений на борту КА 2001 Mars Odyssey было показано, что с помощью ядерных методов можно эффективно изучать марсианский сезонный цикл СО2. Был получен ряд важных оценок массы и плотности сезонного покрова СО2, осаждаемого на поверхность планеты, которые могут быть использованы для модернизации современных климатических моделей Марса и более полного понимания эволюции планеты.

В результате анализа данных наблюдений гамма-излучения и нейтронного альбедо Марса созданы уникальные методики обработки данных и построен целый ряд численных моделей, которые могут быть применены для обработки данных ядерной спектрометрии других планет земной группы. Наиболее осязаемые перспективы в этой области связаны с исследованиями Меркурия (ближайшая к Солнцу планета). Недавно к этой планете стартовал межпланетный американский космический апларат Messenger, включающий прецизионный гамма спектрометр и нейтронный спектрометр. Кроме того в конце этого десятилетия начнется еще одна экспедиция к Меркурию (BepiColombo), организованная Европейским космическим агентством (ESA). На орбитальном аппарате, входящем в состав этой

экспедиции, планируется установить измерительный комплекс MGNS для регистрации гамма-излучения и нейтронного альбедо меркурианской поверхности.

Апробацияработы

Результаты, полученные в диссертации докладывались на следующих научных конференциях:

Lunar and Planetary Conferences XXX, XXXIII, XXXIV, XXXV (1999, 2002, 2003, 2004, США); Sixth International Conference on Mars (2003, США), 3th conference on Mars Polar Science (2003, Канада); American Geophysical Union Meetings (2002, 2003 США); EGS-AGU-EUG Joint Assembly Nice, France, 2003; GRS Science team meetings (2002-2004, США); The 36th -38th Vernadsky/Brown Microsymposiums on Comparative Planetology (ГЕОХИ, 2002-2003, Россия); Третья украинская конференция по перспективным космическим исследованиям (2003, Украина); COSPAR 2004 (2004,Paris, France) По теме диссертации опубликовано около 20 работ в отечественных и зарубежных научных журналах. Список научных статей, содержащих основные результаты, выносимые на защиту, приведен в конце автореферата.

Личный вклад автора

В рамках диссертационной работы непосредственно диссертантом было сделано следующее:

1. Создан пакет программ для обработки орбитальных данных эксперимента ХЕНД. Построены орбитальные карты

нейтронного альбедо Мар.са в разных энергетических диапазонах.

2. По данным прибора ХЕНД создана численная модель нейтронного альбедо Марса.

3. Получены распределения водяного льда и связанной воды в приповерхностных слоях марсианского грунта на полярных и умеренных широтах.

4. Построена численная модель сезонных шапок Марса.

5. Получены оценки эффективной толщины (поверхностной плотности, грамм на квадратный сантиметр), массы (килограмм) и плотности (грамм на кубический сантиметр) сезонного покрова СО2 на разных участках сезонных шапок Марса в зависимости от времени года.

Структура диссертации

Диссертация состоит из введения, семи глав, и заключения. Ее общий объем составляет 219 стр., в том числе 74 рисунка и 4 таблицы. Список литературы насчитывает более 200 наименований.

СОДЕРЖАНИЕ РАБОТЫ

Во введении кратко изложена актуальность темы, цель работы, научная новизна, научная и практическая ценность работы, а также приведен краткий план диссертации.

В первой главе представлены основные принципы генерации гамма- и нейтронного излучения в приповерхностных слоях грунта планет земной группы с тонкими атмосферами, описаны способы измерения элементного состава грунта на глубине в несколько метров

на основе объединения результатов измерений гамма-излучения и нейтронного альбедо. В этой главе также показано, что нейтронная спектроскопия сама по себе является чувствительным методом для определения содержания водорода с точностью до долей процента. Для планет земной группы наиболее распространенным водородосодержащим соединением является вода, поэтому можно сказать, что изучение нейтронного альбедо в разных энергетических диапазонах в орбитальных измерениях позволяет построить глобальную карту распространенности воды или водяного льда, оценить глубину залегания водосодержащих слоев.

В течение многолетней истории наблюдения планет солнечной системы с помощью научной аппаратуры, установленной на автоматических межпланетных станциях, было предпринято несколько попыток изучения элементного состава поверхности планет на основе ядерной спектроскопии. В ходе этих миссий был получен ряд важных результатов, касающихся состава основных породообразующих элементов в марсианском и лунном грунте. Наиболее подробные и продолжительные измерения, включая глобальное картографирование поверхности, были получены в ходе лунных исследований. Так, в проекте Lunar Prospector были измерены не только гамма-линии различных химических элементов, включая калий, кремний, железо, торий, титан и кислород, но и сделаны оценки содержания водяного льда в верхних слоях грунта в полярных областях Луны.

Что касается изучения Марса, то судьба не была так благосклонна к проведению научных экспериментов, основанных на ядерной спектроскопии поверхности. Несколько крупных марсианских проектов (Mars Observer и "Марс-96"), включающих

высокочувствительную аппаратуру для измерения гамма-излучения и нейтронного альбедо, потерпели неудачу еще на подступах к Марсу. Поэтому до старта американской миссии Mars Odyssey (2001 год) в распоряжении исследователей были лишь разрозненные измерения гамма-фона красной планеты, полученные при пролетах вокруг Марса советских и американских межпланетных аппаратов в 70-80 годах прошлого века.

В состав миссии 2001 Mars Odyssey был включен измерительный комплекс - гамма-спектрометр (GRS), который состоял из нескольких независимых экспериментов (Boynton et al., 2004). Кроме высокочистого германия, предназначавшегося для измерения гамма-излучения Марса, в состав научной нагрузки также входили два независимых нейтронных спектрометра, позволяющие наблюдать нейтронное альбедо Марса в разных энергетических диапазонах. Один из этих приборов ХЕНД был разработан в России в Институте космических исследований РАН. Первые месяцы наблюдений показали, что Марс является гораздо более гидрологически активной планетой, чем Луна. Было обнаружено, что огромные территории ледяной мерзлоты покрывают полярные области красной планеты. Существенный вклад в это открытие внесли результаты, полученные в российском эксперименте ХЕНД. Использование данных этого эксперимента для решения таких задач, как глобальное картографирование водосодержащих областей на Марсе, включая высокие и экваториальные широты, структурный анализ грунта и сезонные изменения на полюсах Марса, является основной темой данной диссертационной работы.

Во второй главе обсуждаются современные представления о распространенности в приповерхностных слоях Марса жидкой и

связанной воды, а также водяного льда, накопленные к моменту старта миссии 2001 Mars Odyssey. Кроме этого в главу были также добавлены последние результаты наблюдений американских марсоходов Spirit и Opportunity.

До начала глобального картографирования нейтронного и гамма-излучения Марса было известно, что на современном сухом и холодном Марсе жидкая вода не может свободно существовать на поверхности и, скорее всего, находится в подземных резервуарах, из которых периодически может выбрасываться на поверхность, оставляя после себя характерные промоины на склонах кратеров и долин. В свою очередь, в пользу гипотезы о теплом и влажном Марсе на начальной стадии эволюции свидетельствуют обнаружения залежей гематита, а также визуальный и геохимический анализ осадочных пород, обнаруженных на местах посадок марсоходов Spirit и Opportunity.

Кроме жидкой фазы вода может адсорбироваться в пористую поверхность реголита или существовать в химически связанном состоянии, входя в состав марсианских минералов. Вообще говоря, измерение массовой доли химически связанной воды и ее распределения по поверхности планеты может предоставить важную информацию о климате Марса в прошлую и современную эпоху. Измерения, сделанные на посадочных марсианских аппаратах, показали, что химически связанная вода составляет до 3-4% по массовой доле в обломках марсианской породы (Foley et al., 2003).

Несмотря на обнаружение следов жидкой и химически связанной воды, основные гидрологические запасы Марса в приповерхностных слоях реголита представлены в форме водяного льда. Многолетнее изучение Марса убедило исследователей, что в современную эпоху

грязный приповерхностный лед с высоким содержанием воды концентрируется к полюсам. Здесь созданы все необходимые условия для стабильного существования ледяных образований на глубине нескольких сантиметров.

В третьей главе описаны концепция и основные характеристики российского прибора ХЕНД. ХЕНД представляет собой многодетекторный моноблок для регистрации нейтронного и гамма-излучения Марса в широком диапазоне энергий. Регистрация нейтронов основана на газовых пропорциональных счетчиках, окруженных различным слоем полиэтилена, и органическом сцинтилляторе на базе кристалла стильбена. Гамма-излучение измеряется тем же стильбеном и сцинтиллятором Csl, использующимся как антисовпадательная защита. В результате покрывается широкий диапазон энергий нейтронов от 0.4 эВ до 15 МэВ и гамма лучей от 30 кэВ до нескольких мегаэлектронвольт.

Прибор ХЕНД имеет массу около 4 кг (около 10% по массе всей полезной нагрузки КА). Одной из основных задач эксперимента ХЕНД является картографирование нейтронного альбедо Марса в широком диапазоне энергий с последующим использований этих данных для восстановления интенсивности ядерных гамма-линий, регистрируемых измерительным комплексом GRS (гамма-спектрометр, в состав которого входит прибор ХЕНД). В список основных задач входит также построение карты распределения водосодержащих слоев в приповерхностном грунте Марса, включая не только определение количественного содержания воды, но и оценку глубины залегания водяных слоев. Около 25% массы марсианской атмосферы конденсируется осенью и зимой в виде замерзшего снега СО2 на полюсах и в приполярных районах Марса (Forget, Pollack, 1996;

В четвертой главе представлены основные результаты первого года измерений на орбите вокруг Марса. Кратко их можно сформулировать следующим образом:

1. На севере и юге Марса присутствуют районы "вечной мерзлоты", в которых под слоем относительно сухого грунта толщиной 20-50 г/см2 может располагаться грязный водяной лед с содержанием воды по массе 35-50%. Суммарная площадь северного и южного районов вечной мерзлоты составляет около 15% всей поверхности Марса, что в переводе на абсолютные величины соответствует десяткам миллионов квадратных километров поверхности.

2. На экваторе Марса обнаружены два района с высоким содержанием воды в грунте: это влажный район Арабия и влажный район Мемнония. Содержание воды в этих районах составляет до 10 % по массе, что близко к предельной концентрации в грунте химически связанной воды. В свою очередь, малая тепловая инерция грунта в Арабии также позволяет предположить, что высокое содержание воды может быть связано с присутствием водяного льда.

Распределение потока нейтронов (см. рис 1.) по данным прибора ХЕНД хорошо совпадают с результатами, полученными независимо по данным нейтронного спектрометра, который является вторым прибором для измерения нейтронов в составе комплексного эксперимента GRS (Feldman et al., 2002). Кроме этого, оценки содержания воды, выполненные на основе данных российского эксперимента, подтверждаются измерениями ядерной линии дейтерия 2,2 МэВ (Boynton et al., 2002). Совпадение наблюдательных данных трех независимых экспериментов, основанных на различных методах регистрации ядерного излучения, свидетельствует о высокой достоверности представленных результатов.

Результаты ядерной спектрометрии ставят перед исследователями Марса следующие вопросы для дальнейшего изучения.

1. Как образовались северный и южный районы вечной мерзлоты, где под тонким и относительно сухим слоем грунта располагается слой, в котором водяной лед заполняет более 50-70% объема? При взаимодействии грунта с атмосферой объем пор в принципе может быть полностью заполнен водяным льдом Однако для объяснения образования слоя грунта с объемом льда более 50% необходимо предложить механизм совместного образования грунта и водяного льда. Можно предположить, что богатый льдом приповерхностный слой мог образоваться в результате длительного процесса накопления слоистых сезонных отложений водяного льда и частиц пыли, однако эта гипотеза требует количественного рассмотрения.

2. Вечная мерзлота северного и южного районов Марса может иметь слоистую структуру и примерно одинаковую массовую долю водяного льда при том, что геологические свойства этих районов существенно различаются между собой. Эти районы имеют разный геологический возраст, разную геологическую историю и разный рельеф. Северный район лежит ниже уровня дихотомии на 2500-5000 м, а южный район находится выше этого уровня на 1000-2000 м. Почему в различных геологических условиях севера и юга сформировалась вечная мерзлота с одинаковой структурой? Возможный ответ состоит в том, что эта структура вечной мерзлоты не связана со свойствами коренных пород, а образовалась в результате слоистых отложений пыли и водяного льда. На юге не наблюдаются признаки вечной мерзлоты в южной части низменности Эллады, хотя

высота места и климатические условия в ней похожи на районы северной приполярной низменности, которая содержит вечную мерзлоту. Эта низменность покрывается сезонным покровом углекислоты, и она является наиболее низким участком Марса.

3. Граница наблюдаемых районов вечной мерзлоты согласуется с моделью границы существования грунтового льда на основе теплофизических оценок и профиля сезонных температур. Однако теплофизические условия в широтных поясах Марса существенно зависят от наклонения его оси вращения. Отсюда следует, что время образования районов вечной мерзлоты на Марсе не может превышать времени существования современного наклонения оси вращения Марса.

4. Какова возможная причина высокого содержания воды в двух симметричных экваториальных районах Арабия и Мемнония? Как химически связанная вода, так и вода в форме свободного льда, вероятно, могли бы попасть в грунт этих районов и сохраниться там в таком количестве в современных климатических условиях. Можно предположить, что в далекую геологическую эпоху в этих местах располагались полюса планеты, и богатый водой грунт сформировался под полярными шапками той эпохи. После того полюса планеты поменяли местоположение, тепловые условия изменились, но в грунте сохранилось высокое содержание воды. Важно выяснить, присутствует ли в грунте экваториальных районов Аравии и Мемнонии свободный лед. Если участки с близким к поверхности льдом будут достоверно обнаружены, то они будут представлять огромный интерес как для исследования состава этого льда, так и для отбора его образцов для доставки на Землю с целью изучения в земных лабораториях.

5. Ядерно-физические методы позволяют изучать содержание воды в тонком приповерхностном слое толщиной 1-2 м. Эти методы должны быть дополнены радиолокацией поверхности Марса, которая позволит искать воду на глубине в десятки и сотни метров. Совместный анализ данных ядерно-физических и радиометрических измерений даст возможность построить трехмерную модель состава поверхности всего Марса.

6. На основе выполненных измерений можно построить инженерную модель радиационной обстановки на поверхности Марса. Установлено, что поток нейтронов и их энергетическое распределение существенно меняются на разных участках поверхности. Это означает, что правильный выбор места для посадки на Марс человека может существенно снизить риск радиационного поражения.

В пятой главе показано, что районы, соответствующие максимуму нейтронного излучения Марса, могут содержать связанную воду, составляющую около 2% по массе. К таким районам относятся плато Солнца, равнина Аргир, северная часть равнины Эллада и др. Вероятно, вода в грунте этих районов адсорбировалась в виде тонких мономолекулярных слоев на поверхности частиц благодаря взаимодействию приповерхностного слоя грунта и атмосферы.

В этой главе была построена модель грунта для обширных приполярных областей Марса с существенно пониженным потоком эпитепловых нейтронов. Показано, что для северной приполярной области хорошее согласие между данными наблюдений и модельными предсказаниями достигается уже в рамках однородной модели. Напротив, установлено, что наблюдательные данные для южной приполярной области не согласуются с однородной моделью.

Рис 2. Зависимость содержания воды в марсианском грунте от широты. Пунктирной линией показано южное полушарие, а сплошная линия соответствует измерениям в северном полушарии.

50 60 70 80 Широта (градусы)

90

Рис. 3. Глубина залегания водяного льда в районах южной ледяной мерзлоты.

Было обнаружено, что в этом случае грунт необходимо представлять в виде двухслойной структуры с сухим слоем наверху и влажным внизу. Распределения воды в марсианском грунте в северном и южном полушариях показаны на рисунках 2 и 3.

Максимальное содержание воды в грунте северной и южной приполярных областей превышает 50% по массе, указывая на то, что вода в грунте приполярных районов находится в виде водяного льда. Этот лед должен заполнять основную долю объема вещества приповерхностного слоя, поэтому его количество не удается объяснить процессом заполнения водой всего пористого объема грунта. Водяной лед в приполярных областях является основным породообразующим элементом, причем на севере лед начинается непосредственно от самой поверхности. На юге его покрывает слой относительно сухого грунта, поверхностная плотность которого составляет 16-25 г/см . i

Обращает на себя внимание очевидное различие в залегании пластов водяного льда в северном и южном районах ледяной мерзлоты. В южном полушарии водяной лед покрыт сверху достаточно толстым слоем сухого грунта, который создает естественную преграду для взаимодействия между верхними слоями водяного льда и нижними слоями марсианской атмосферы. На севере построенная однослойная модель марсианского грунта, наоборот указывает на то, что между верхними слоями грунта с высоким содержанием водяного льда и нижними слоями атмосферы происходят активные процессы взаимодействия. В целом такая структура грунта на севере позволяет выдвинуть гипотезу об активном формировании водяного льда в приповерхностных слоях грунта, происходящем в современную эпоху.

Оценки содержания воды в разных районах Марса на умеренных широтах имеют характерные значения в интервале 2-3% и ~ 10%. Мы практически не наблюдаем значений от 4 до 9%. Это приводит к выводу, что, вероятно, указанные значения содержания воды связаны с различными формами ее присутствия в грунте.

Полученные оценки содержания воды в приповерхностном слое Марса требуют разработки теоретических представлений о формировании поверхности Марса и о накоплении воды в приполярных областях и в умеренных широтах. Одним из перспективных направлений дальнейшего исследования поверхности Марса может стать совместная обработка данных нейтронных измерений с данными измерений поверхности другими приборами в различных диапазонах электромагнитного излучения (гамма-излучение, оптическое, инфракрасное, ультрафиолетовое и радиоизлучение).

В шестой главе показано, что изучение нейтронного альбедо Марса с орбиты в 400-450 км в течение двухгодичного интервала позволяет обнаружить значительные сезонные вариации нейтронного потока над полярными районами красной планеты. Обнаруженные вариации коррелируют с изменением толщины покрова замерзшей атмосферной углекислоты, конденсирующейся в полярных областях Марса в осенне-зимний период времени (рис 4).

Нейтронная спектроскопия поверхности планеты была начата 19 февраля 2002 года в условиях, когда в северном полушарии заканчивалась полярная зима, а в южном полушарии еще продолжалось полярное лето. Уже через месяц наблюдений удалось обнаружить нарастающее ослабление нейтронного потока над северными провинциями Марса, вызванное приходом весны и

последующей сублимацией сезонного покрова замерзшей углекислоты обратно в атмосферу планеты. Ближе к июню 2002 года были также обнаружены значимые изменения потока нейтронов и над южными приполярными областями планеты. В этот промежуток времени в южном полушарии Марса началось осеннее похолодание, и температура упала ниже точки замерзания углекислого газа. На поверхности стал образовываться снежный покров замерзшей атмосферной углекислоты, что, в свою очередь, вызвало рост потока нейтронов, регистрируемого над этими областями.

Важным итогом проведенных наблюдений можно считать тот факт, что метод нейтронной спектрометрии поверхности обладает повышенной чувствительностью к изменениям толщины сезонного покрова. Различие между летними и зимними измерениями потока нейтронов колебалось от 2 до 5 раз. Даже на умеренных широтах, где толщина снежного покрова минимальна, сезонный перепад нейтронного потока достиг 50%. Наличие такой сильной зависимости позволяет использовать данные нейтронных измерений, после соответствующей калибровки, для высокоточных измерений толщины снежного покрова. Картографирование поверхности Марса в течение длительного времени позволяет не только построить временные профили изменения толщины сезонного покрова, но и изучить пространственное распределение отложений атмосферной углекислоты для определенного момента времени. Таким образом, можно изучать как широтную зависимость в распределении отложений атмосферной углекислоты, так и возможные долготные вариации в пределах одного и того же широтного пояса. Первый подобный анализ для специально отобранных северных широтных поясов показал, что в первом приближении долготные вариации нейтронного потока (а

изучать нейтронное альбедо Марса в разных энергетических диапазонах.

Картографирование гамма-излучения поверхности Марса (эксперимент GRS) также обнаружило существенные вариации в наблюдаемом потоке данных в зависимости от смены сезонов на Марсе. Это проявляется как монотонное изменение интенсивности ядерной линий, наблюдаемых над приполярными районами в разные сезонные интервалы.

В качестве дополнительной проверки того, что обнаруженные вариации нейтронного потока и интенсивности ядерных гамма-линий обусловлены экранированием верхних слоев марсианского грунта от орбитальных наблюдений, возникающим при осаждении на поверхность Марса толстого слоя замерзшей углекислоты, были привлечены данные других экспериментов. В пользу "сезонной" гипотезы свидетельствует качественное совпадение по времени между вариациями нейтронного потока с эпизодами изменения границ сезонных шапок, известных по наблюдениям в видимом и инфракрасном диапазоне. Кроме этого, предсказания изменений толщины снежного покрова при переходе от одного сезона к другому, сделанные в рамках современных климатических моделей, коррелируют с наблюдаемыми вариациями нейтронного потока. Еще одним доказательством связи сезонных вариаций нейтронных потоков и изменений толщины снежного покрова являются результаты корреляционного анализа данных ХЕНД и MOLA. Было показано, что для одних и тех же сезонных интервалов имеется высокая степень корреляции между величиной нейтронного потока и толщиной снежного покрова. Обнаруженный эффект был промоделирован с использованием многослойной модели грунта. В рамках такого

подхода было показано, что наблюдаемые вариации потока нейтронов, действительно, легко объясняются конденсацией толстого слоя замерзшей углекислоты на грунт с высоким содержанием водяного льда.

Совокупность полученных результатов лишний раз подтверждает, что гамма- и нейтронная спектроскопия поверхности Марса является мощным инструментом при изучении сезонного цикла марсианского климата, приводящего к перераспределению огромных масс атмосферной углекислоты между полюсами планеты. Изучение сезонной переменности нейтронного излучения Марса может позволить построить физическую модель сезонной циркуляции углекислоты в атмосфере и на поверхности Марса. Для того чтобы осуществить переход от измеряемых нейтронных потоков к реальным толщинам снежного покрова, необходимо использовать модельное восстановление данных с учетом всех сред, влияющих на формирование нейтронного излучения планеты. В предыдущих главах уже была введена модель так называемой летней поверхности Марса, которая, кроме атмосферы, включает структуру марсианского грунта. Теперь настало время дополнить эту модель еще одним слоем, имитирующим осаждаемый слой атмосферной углекислоты разной толщины. Первая попытка использовать подобную модель была осуществлена при сравнительном анализе данных приборов ХЕНД и MOLA. Она показала не только жизнеспособность такого подхода, но и необходимость его дальнейшего совершенствования, включая применение процедуры минимизации для поиска наилучшего согласия между модельными предсказаниями и результатами измерений. Дальнейшее развитие этого метода будет предложено в следующей главе.

В седьмой главе представлены результаты наблюдения сезонного цикла Марса на основе анализа данных нейтронной, спектроскопии поверхности красной планеты, полученных в эксперименте ХЕНД на борту американского орбитального аппарата 2001 Mars Odyssey за период с 18 февраля 2002 года по 1 марта 2004 года. Это составляет более двух лет, что близко к полному марсианскому году.

В предыдущей главе было показано, что орбитальные потоки нейтронов сильно зависят от толщины сезонного покрова, что превращает их в независимый инструмент для измерения эффективной толщины и массы сезонного покрова на разных широтах для разных моментов времени. Поэтому седьмая глава полностью посвящена численному моделированию сезонных вариаций нейтронного потока в разных энергетических диапазонах с последующей оценкой поверхностной плотности/эффективной толщины (грамм на квадратный сантиметр) и массы сезонного покрова.

Для определения эффективной толщины снежного покрова сезонные шапки Марса были разбиты на совокупность отдельных областей, полностью покрывающих всю их поверхность. Для каждой области была построена численная модель, включающая атмосферу Марса, слой осажденной углекислоты и марсианский грунт. Параметры грунта были взяты из анализа данных, полученных для летней поверхности, свободной от замерзшей углекислоты (глава 5). Значение толщины сезонного покрова определялось в результате поиска наилучшего согласия между модельными предсказаниями со слоем замерзшей углекислоты определенной толщины и измерениями орбитального потока нейтронов, выполненными в течение периода

времени, соответствующего интенсивной сублимации или конденсации сезонных отложений. Совокупность оценок поверхностной плотности (эффективной толщины, грамм на квадратный сантиметр) сезонного слоя, полученных для каждой области в разные периоды времени, позволила построить четырехмерную модель сезонного покрова, демонстрирующую как эффективная толщина замерзшей углекислоты меняется от места к месту (зависимость от долготы и широты) и с течением времени (рис. 5-6).

Т—■—■—'—'—1—'—'—'—I—'—1—'—'—г

J___,___I_I

250 300 350 40 90

Ц (градусы)

Рис. 5. Зависимость поверхностной плотности снежного покрова от смены сезонов на разных широтах в северном полушарии Марса. Пять широтных поясов (80° с.ш. - 90° с.ш., 75° с.ш. -85° с.ш., 70° с.ш. -80° с.ш., 65° с.ш. - 75? с.ш., 60° с.ш. - 70° с.ш.) показаны разными линиями (см обозначения на графике).

Рис. 6. Зависимость поверхностной плотности снежного покрова от смены сезонов на разных широтах в южном полушарии Марса. Пять широтных поясов (80° ю.ш. - 90° ю.ш., 75° ю.ш. -85° ю.ш., 70° ю.ш. - 80° ю.ш., 65° ю.ш. - 75° ю.ш., 60° ю.ш. - 70° ю.ш.) показаны разными линиями (см обозначения на графике).

Знание средней плотности сезонного покрова позволяет перевести эффективную толщину, измеряемую в граммах на квадратный сантиметр, в линейные размеры, измеряемые в сантиметрах. При значениях объемной плотности сезонного покрова порядка 0,9 г/см3 максимальная толщина северной и южной сезонных шапок составляет ~ 80 см и ~1 м соответственно. Этот результат является нашей оценкой снизу, так как сказывается влияние двух различных факторов. С одной стороны, полученные значения усреднены по большой площади, заведомо превышающей площадь остаточных полярных шапок, где наблюдается максимальная толщина сезонного покрова. С другой стороны, при таких толщинах сезонного

покрова начинает сказываться насыщение нейтронного потока, когда его величина становится нечувствительной к дальнейшему увеличению толщины сезонных отложений.

Полученная четырехмерная модель эффективной толщины сезонного покрова позволяет выполнить независимые вычисления полной массы северной и южной сезонных шапок Марса. Проведенный анализ показал, что выпадение максимального количества сезонных отложений атмосферной углекислоты на поверхность северного полушария происходит в промежутке времени с Ls=0-5°. Полная масса северной сезонной шапки в этот момент составляет около 3,8 • 1015 кг. Изучение данных, полученных для южного полушария Марса, показало, что максимальная масса южной сезонной шапки накапливается в промежутке времените Ls =150-160°. Ее значение в этот момент достигает 6,3 • 1015 кг. Это согласуется с предсказаниями численной модели марсианского климата (GCM), за тем исключением, что, согласно данным прибора ХЕНД, пик накопления сезонного покрова СО2 происходит на несколько недель позже, чем это следует из глобальной климатической модели.

Четырехмерная модель сезонного покрова СО2, построенная на основе анализа данных эксперимента ХЕНД, допускает сравнение с картой линейных толщин сезонного покрова, измеренных в эксперименте MOLA, для разных широт в северном и южном полушариях Марса. В результате подобного анализа была получена совместная оценка плотности сезонного покрова СО2 на разных широтах. Было обнаружено, что плотность сезонного покрова может испытывать широтные вариации. При этом минимальные значения плотности (~0,9 г/см3) сезонного покрова соответствуют высоким широтах.

В целом анализ данных нейтронных измерений показал, что нейтронная спектроскопия поверхности является независимым инструментом при изучении сезонных шапок Марса. Она дает возможность оценить эффективную толщину сезонных отложений и проследить за изменениями полной массы сезонного покрова. Дальнейшие наблюдения последующих сезонных циклов, включая совместный анализ данных различных экспериментов, позволят повысить точность сделанных оценок, более полно понять закономерности климатических процессов, происходящих на Марсе.

ОСНОВНЫЕ РЕЗУЛЬТАТЫ, ВЫНОСИМЫЕ НА ЗАЩИТУ

1. На основе многоступенчатой обработки данных эксперимента ХЕНД построены орбитальные карты нейтронного альбедо Марса в различных энергетических диапазонах, начиная с области эпитепловых нейтронов с энергиями 10 эВ -100 кэВ и заканчивая диапазоном быстрых нейтронов с энергиями до 10-15 МэВ.

2. Проведен анализ особенностей пространственного распределения потока нейтронов от различных участков поверхности Марса. В северном и южном полушариях Марса обнаружены высокоширотные области с аномально высокой депрессией потока эпитепловых и быстрых нейтронов, достигающей 5-10 раз в окрестности полярных шапок планеты. Кроме этого, в экваториальной зоне найдены две антиподальные области с ослабленным (в 1,5-2 раза) излучением нейтронов высоких энергий. Оба эффекта связаны с повышенным содержанием водорода в приповерхностном слое планеты и

интерпретируются как присутствие в грунте Марса водяного льда или связанной воды.

3. На основе наблюдательных данных и численного моделирования нейтронных потоков в различных энергетических диапазонах выполнена оценка содержания воды в верхних слоях грунта (глубина залегания и массовая доля). Выявлено различие в структуре ледяной мерзлоты между северными и южными приполярными районами. Получена оценка максимального количества воды во влажных районах экваториальной зоны планеты.

4. Обнаружены сезонные изменения нейтронного альбедо Марса, вызванные годичной циркуляцией атмосферной углекислоты. Выполнен сравнительный анализ сезонных изменений нейтронного потока по данным эксперимента ХЕНД и прямых измерений толщины сезонного покрова углекислоты по данным американского эксперимента MOLA.

5. На основе результатов измерений прибора ХЕНД построена многомерная модель сезонных отложений атмосферной углекислоты (поверхностная плотность осажденного СО2 как функция долготы, широты и времени). По предсказаниям модели получены оценки массы и плотности осажденной атмосферной углекислоты внутри сезонных шапок Марса для различных периодов марсианского сезонного цикла.

СПИСОК ОСНОВНЫХ ПУБЛИКАЦИЙ ПО ТЕМЕ ДИССЕРТАЦИИ

1. Mitrofanov I.G., Anfimov D.S., Kozyrev A.S., Litvak V.L. et al. Maps of subsurface hydrogen from High Energy Neutron Detector // Science. 2002. V. 297. P. 78-81.

j tlAUHUHA, 6Л6ЛЦОТЕ1 J С. Петербург * 03 MO «

2. Mitrofanov I.G., Zuber M.T., Litvak M.L. CO2 snow depth and subsurface water-ice abundance in the northern hemisphere of Mars // Science. 2003. V. 300. P. 2081-2084.

3. Базилевский А.Т., Литвак М.Л., Митрофанов И.Г. и др. Поиски следов химически связанной воды в поверхностном слое Марса по результатам измерений прибором ХЕНД на КА 2001 Mars Odyssey // Астрон. вестн. 2003. Т.37. №5. С. 423-434.

4. Кузмин P.O., Забалуева Е.В., Митрофанов ИХ. и др. Области распространения свободной воды (льда) в приповерхностном грунте Марса по данным измерений нейтронного детектора ХЕНД с борта КА Mars Odyssey // Астрон. вестн. 2004. Т.38. №1. С.1-13.

5. Литвак М.Л., Митрофанов И.Г., Козырев А.С. и др. Сезонные вариации потока нейтронов в области полярных шапок Марса по данным российского прибора ХЕНД проекта НАСА 2001 Mars Odyssey //Астрон. вестн. 2003. Т.37. №5. С. 413-422.

6. Митрофанов И.Г., Литвак М.Л., Козырев А.С, и др. Поиск воды в грунте Марса по данным глобального картографирования потока нейтронов российским прибором ХЕНД на борту американского аппарата 2001 Mars Odyssey // Астрон. вестн. 2003. Т. 37. №5. С. 400-412.

7. Литвак М.Л., Митрофанов И.Г., Козырев А.С. и др., Поиск воды на Марсе на основе данных российского прибора ХЕНД, установленного на борту американской космической миссии "2001 Марс Одиссей" // Космическая наука и технология. 2003. Т. 9. №5-6. С. 65.

8. Литвак М.Л., Митрофанов И.Г., Козырев А.С. и др. Сезонные -отложения углекислоты на поверхности Марса по данным

нейтронных измерений прибора ХЕНД на борту космического аппарата 2001 Mars OdysseyZ/Астрон. вестн. 2004. Т.38. №3. аа

9. Митрофанов И.Г., Литвак М.Л., Козырев А.С. и др. Оценка содержания воды в грунте Марса по данным нейтронных измерений прибора ХЕНД на борту космического аппарата 2001 Mars Odyssey // Астрон. вестн. 2004. Т. 38. №4.

10. Boynton W.V., Feldman W.C., Mitrofanov I.G., Evans L.G., Reedy R.C., Squyres S.W., Starr R., Trombka J.I., d'Uston C, Arnold J.R., Englert A.J., Metzger A.E., Wanke H., Bruckner J., Drake D.M., Shinohara C, Fellows C, Hamara D., Harshman K., Kerry K., Turner C, Ward M., Barthe H., Fuller K.R., Storms S.A., Thornton G.W., Longmire J.I., Litvak M.L.. and Ton'chev A.K., The Mars Odyssey Gamma-Ray Spectrometer Instrument Suite // Sp. Sci. Rev. 2004. V. 10. Issue 1. P. 37-83.

11. Литвак М.Л. и Митрофанов И.Г. Времена года на Марсе по данным измерений прибора ХЕНД на борту космического аппарата 2001 Mars Odyssey // Наука в России. 2004. №4. С.4-9.

12. Litvak M.L., Mitrofanov I.G, Kozyrev A.S. et al. Seasonal C02 observations on North and South of Mars as seen by HEND (Mars Odyssey) and MOLA (MGS) // LPS XXXIV. 2003. CD с материалами конференции. Abstract № 1103.

13. Litvak Ml., Mitrofanov I.G., Kozyrev A.S., SaninA.B., Tretyakov V., Smith, D. E., Zuber M.T., Boynton W.V., Hamara D. K., Shinohara C, Saunders R.S., Drake D. 4-D Model of CO2 Deposition at North and South of Mars from HEND/Odyssey and MOLA/MGS // Sixth International Conference on Mars. 2003. California, CD с материалами конференции. Abstract № 3040.

14. Litvak M.L, Mitrofanov I.G., Kozyrev A.S., Sanin A.B., Tretyakov V., Boynton W.V., Hamara D.K., Shinohara C, Saunders R.S., Drake D. Comparison Between North and South Near Polar Regions of Mars from HEND/Odyssey Data // 3th Mars Polar conf.

2003. CD с материалами конференции, Abstract № 8020.

15. Litvak M.L., Mitrofanov I.G., Smith D.E., Zuber M.T., Kozyrev A.S.,. Sanin A.B.,. Tretyakov V., Boynton W.V., Hamara D.K., Shinohara C, Saunders R.S. One martian year on orbit: redistribution of CO2 seasonal deposits between the North and South polar regions of Mars from HEND/ODYSSEY data and MOLA/MGS // LPS XXXV.

2004. CD с материалами конференции, Abstract № 1569.

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

Базилевский А.Т., Литвак М.Л., Митрофанов ИХ. и др. Поиски следов химически связанной воды в поверхностном слое Марса по результатам измерений прибором ХЕНД на КА 2001 Mars Odyssey // Астрон. вестн. 2003. Т.37. №5. С.423-434.

Boynton W.V., Feldman W.C., Squyres S.W., et al. Distribution of hydrogen in the near surface of Mars: Evidence for subsurface ice deposits // Science. 2002. V. 297. P.81-85.

Feldman, W.C., Lawrence D.J., Elphic R.C., Barraclough D.L., Maurice S., Genetay I., Binder A.B. Polar hydrogen deposits on the Moon // J. Geophys. Res. 2000. V. 105. P. 4175-4195.

Feldman W.C., Boynton W.V., Tokar R.L., et al. Global distribution of neutrons from Mars: Results from Mars Odyssey // Science. 2002. V. 297. P.75-78.

Forget, F., Pollack, J. Thermal infrared observations of the condensing Martian polar caps: CO2 ice temperatures and radiative budget // J.Geophys. Res. 1996. V. 101. P. 16865-16879. Kuzmin R.O. 2004. Ground Ice in the Martian Regolith, Chapter VII in "Water on Mars and Life" // Eds. by T. Tokano. Springer. ISBN 3-54020624-8,2004. P. 155-217.

Malin M. C, Edgett K.S. Evidence for Recent Groundwater Seepage and Surface Runoff on Mars // Science. 2000. V. 288. P. 2330. Surkov Y.A., Barsukov V.L., Moskalyova L.P. et al. Determination of the elemental composition of Martian rocks from PHOBOS 2 // Nature. 1989. V. 341. P. 595-598.

Surkov, Y. A., Moskaleva L.P., Kharyukova V.P., Manvelyan O.S., Golovin A. Gamma ray spectrometry of Mars // In Remote Geochemical Analysis, /Edited by C Pieters and P. Englert. Cambridge Univ. Press. NewYork. 1993. P.413.

Soderblom L.A. The composition and mineralogy of the Martian surface from spectroscopic observations - 0.3 micron to 50 microns // Mars book. Arizona press. Space Science Series. 1993. P. 557-593. Tillman J., Johnson N.C., Guttorp P., et al. The martian annual atmospheric pressure cycle - years without great dust storms // J. Geophys. Res.1993. V. 98. P. 10963-10971.

055(02)2 Ротапринт ИКИ РАН

_Москва, 117997, Профсоюзная, 84/32

Подписано к печати 01.12.2004

Заказ 1974 Формат 70x108/32 Тираж 100 15 уч.-изд.л

»-1858

ВВЕДЕНИЕ

ГЛАВА I. ИЗУЧЕНИЕ ПОВЕРХНОСТИ ПЛАНЕТ СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЫ МЕТОДАМИ ГАММА И НЕЙТРОННОЙ СПЕКТРОСКОПИИ.

1.1 Введение

1.2 Физические условия генерации гамма и нейтронного излучения

1.3 Исследования Луны. Проект Lunar Prospector

1.4 Исследования Марса

1.5 Выводы к главе I

ГЛАВА II. ГИДРОЛОГИЯ МАРСА.

2.1 Введение

2.2 Полярные шапки Марса

2.3 Поиск следов жидкой воды на поверхности Марса. Связанная вода в составе минералов

2.4 Распределение водяного льда в приповерхностных слоях марсианского грунта

2.5 Выводы к главе II

ГЛАВА III. РОССИЙСКИЙ ЭКСПЕРИМЕНТ ХЕНД.

3.1 Введение

3.2 Научные задачи эксперимента ХЕНД

3.3 Концепция прибора ХЕНД и его характеристики

3.4 Конструктивные особенности прибора ХЕНД

3.5 Чувствительность

3.6 Обработка данных

3.7 Первые результаты

3.8 Выводы к главе III 97 Таблицы к главе III

ГЛАВА IV. ПОИСК ВОДЫ В ПРИПОВЕРХНОСТНЫХ СЛОЯХ МАРСА ПО ДАННЫМ ПРИБОРА ХЕНД

4.1 Введение

4.2 Условия построения карт орбитальных измерений нейтронного излучения Марса

4.3 Расчетная оценка зависимости потока нейтронов от содержания воды в верхнем слое поверхности Марса

4.4 Карты орбитальных измерений потока нейтронов от открытой (летней) поверхности Марса

4.5 Северный и южный районы вечной мерзлоты

4.6 Влажные районы Аравия и Мемнония

4.7 Выводы к главе IV 122 Таблицы к главе IV

ГЛАВА У. МОДЕЛИ МАРСИАНСКОГО ГРУНТА С УЧЕТОМ ВОДОСОДЕРЖАЩИХ СЛОЕВ.

5.1 Введение

5.2 Оценка содержания воды в грунте на основе данных нейтронных измерений:постановка задачи

5.3 Район плато Солнца, как реперная площадка для нейтронного картографирования Марса

5.4 Оценка содержания воды в районах пониженного потока нейтронов в окрестности полюсов Марса

5.5 Оценка содержания воды в районах пониженного нейтронного потока на умеренных широтах

5.6 Выводы к главе V 149 Таблицы к главе V

ГЛАВА VI. СЕЗОННЫЕ ВАРИАЦИИ ПОТОКА НЕЙТРОНОВ ПОДАННЫМ РОССИЙСКОГО ЭКСПЕРИМЕНТА ХЕНД.

6.1 Введение

6.2 Методика измерений

6.3 Сезонные вариации нейтронного потока на разных широтах

6.4 Связь долготных вариаций потока нейтронов и сезонной циркуляции атмосферной углекислоты в северном полушарии Марса.

6.5 сравнительный анализ данных экспериментов ХЕНД и МОЛА

6.6 Выводы

ГЛАВА V». ИЗМЕРЕНИЕ ПОВЕРХНОСТНОЙ ПЛОТНОСТИ, МАССЫ И ПЛОТНОСТИ СЕЗОННОГО ПОКРОВА С02 НА МАРСЕ ПО ДАННЫМ ЭКСПЕРИМЕНТА ХЕНД.

7.1 Введение

7.2 Процедура оценки переменной толщины покрова углекислоты по данным нейтронных измерений

7.3 Толщина сезонного покрова углекислоты на Марсе

7.4 Многомерная модель сезонного покрова

7.5 Измерение массы сезонных шапок Марса

7.6 Измерение плотности сезонного покрова

7.7 Выводы к главе VII

АКТУАЛЬНОСТЬ ТЕМЫ

Изучение Марса является одним из приоритетных направлений в исследовании планет солнечной системы. В течение последнего десятилетия стартовало более десятка различных международных экспедиций к красной планете. Часть из них потерпело неудачу, некоторые наоборот полностью выполнили свои научные задачи и завершили работу, а остальные продолжают работать до сих пор, как на орбите вокруг Марса (Mars Global Surveoyr, Mars Odyssey, Mars Express), так и на его поверхности (Mars Exploration Rover Spirit и Mars Exploration Rover Opportunity). В результате этих наблюдений был накоплен большой объем данных и совершен качественный скачок в изучении красной планеты, который затронул такие области науки как геология, геохимия, климатология, теория атмосферы, гидросферы и криолитосферы. Тем не менее, еще остается целый ряд былых пятен, на изучение которых могут потребоваться многие годы.

Согласно современным представлениям Марс и Земля на ранней стадии эволюции развивались по похожему сценарию. Затем, возможно в результате глобальной катастрофы, Марс поменял теплый и влажный климат на современный сухой и холодный, утратив при этом большую часть атмосферы и всю поверхностную воду. Причины такого катаклизма, а также поиск ответа на вопрос, успела ли на Марсе зародиться биологическая жизнь, является предметом пристального интереса научного сообщества. Поэтому неудивительно, что одними из самых популярных и широко обсуждаемых тем, причем не только в научных кругах, являются поиск воды и жизни на красной планете.

Хотя современные климатические условия запрещают существование жидкой воды на поверхности Марса, гидрологические исследования Марса могут быть разделены сразу на несколько независимых научных направлений:

Первое направление касается изучения марсианской криолитосферы, представляющей собой распределение пластов водяного льда под поверхностью Марса.

Второе направление посвящено изучению распределения связанной воды (адсорбированная вода из марсианской атмосферы и вода химически связанная в структуре некоторых минералов) в приповерхностных слоях Марса на разных широтах.

Третье направление исследования затрагивает поиск и изучение структур грунта и рельефа, оставленных на поверхности Марса жидкой водой. Подобный поиск включает геохимический анализ в местах посадки спускаемых аппаратов (последние наблюдения марсоходов Spirit и Opportunity в кратере Гусева и заливе Меридиани), и изучение рельефных особенностей сформировавшихся на поверхности планеты в ходе гидрологической активности на ранних стадиях марсианской эволюции (системы долин и каналов, сформировавшихся миллиарды лет назад в гесперийский период). Кроме этого сравнительно недавно были обнаружены и "свежие" следы (возраст обнаруженных промоин составляет всего миллионы лет), оставленные водой кратковременно и под большим давлением выброшенной на поверхность из подземных резервуаров. Более подробно последние достижения науки в различных областях гидрологии Марса отражены главе II.

Поиск жизни на Марсе может являться следующим шагом, после того как будет построена детальная карта распределения водяных пластов в приповерхностных слоях грунта. Жизнь зарождается в воде, поэтому пристальный анализ полярных областей вечной водяной мерзлоты, а также низкоширотных областей с повышенным содержанием связанной воды может быть признан одним из приоритетных исследований посвященных поиску следов биологической жизни на Марсе.

Данная диссертационная работа посвящена элементному анализу состава поверхности Марса с помощью методов ядерной спектроскопии. Подобные методы (наблюдение гамма излучения планеты) применялись в марсианских исследованиях и раньше (наблюдения на советских межпланетных аппаратах "Марс" и "Фобос"), однако они носили локальный характер и не предоставили полной картины измерений для всей поверхности красной планеты. Что касается нейтронная спектроскопии, то до старта межпланетной миссии 2001 Mars Odyssey эта методика ни разу не применялась для анализа элементного состава марсианской поверхности. Тем не менее, длительное картографирование лунной поверхности показало перспективность подобных методов для изучения вечной мерзлоты, в состав которой может входить водяной лед. В этом плане Марс является гораздо более гидрологически активной планетой чем Луна, поэтому применение нейтронной спектроскопии для изучения поверхности красной планеты позволяет получить ряд важных результатов о распределении приповерхностной воды на высоком уровне значимости. Подробный анализ методов ядерной спектроскопии и научных результатов, полученных на их основе представлен в главе I.

ЦЕЛЬ РАБОТЫ

Основной целью диссертационной работы является применение методов ядерной спектроскопии для анализа приповерхностных слоев марсианского грунта. Особенное внимание уделено детальному анализу нейтронного альбедо красной планеты в разных спектральных диапазонах зарегистрированному в российском эксперименте ХЕНД.

Анализ нейтронного альбедо Марса может быть разделен на два базовых направления.

Первое направление основывается на изучение летней поверхности планеты. Главной целью такого исследования является построение глобальной карты Марса, показывающей распределение воды в приповерхностных слоях грунта на глубине нескольких метров.

Второе направление включает поиск сезонных изменений нейтронных потоков над полярными районами Марса, вызванных глобальным перераспределением атмосферной углекислоты между плюсами планеты. В ходе сезонного годового цикла при переходе между летом и зимой на приполярную поверхность планеты конденсируется до 25% полной массы марсианской атмосферы. Применение численного моделирования для обработки данных нейтронной спектроскопии позволяет определить массу и плотность сезонных отложений атмосферной углекислоты на разных участках поверхности красной планеты.

НАУЧНАЯ НОВИЗНА

Данная диссертация основана на наблюдениях, полученных в результате спектрометрии нейтронного альбедо Марса в российском эксперименте ХЕНД на борту КА 2001 Mars Odyssey. В ходе двухлетних наблюдений были получены новые, нигде ранее не опубликованные научные результаты.

Впервые методы нейтронной спектроскопии в разных энергетических диапазонах были применены для анализа элементного состава поверхности красной планеты в ходе орбитальных наблюдений. Длительная работа прибора ХЕНД позволила накопить большой объем наблюдений (>ЗГб), полностью покрывающий всю поверхность планеты.

Впервые была построена подробная карта Марса, содержащая распределение водяных пластов в приповерхностном (1-3 м) слое планеты. Были обнаружены огромные полярные районы (их площадь составляет десятки миллионов квадратных километров) ледяной мерзлоты, для которых относительное содержание водяного льда по массе составляет десятки процентов. Кроме этого в умеренных широтах впервые были обнаружены антиподальные области с повышенным содержанием воды в грунте, доходящим до 12-15% по массе. Эти участки могут интерпретироваться либо как глинистые породы с высоким содержанием химически связанной воды, либо как остатки вечной мерзлоты, сохранившейся с прошлых эпох, когда климатические условия были вполне пригодными для того, чтобы обеспечивать накопление и сохранение ледяной мерзлоты в приповерхностных слоях марсианского грунта.

Впервые была построена модель приповерхностных слоев марсианского грунта, учитывающая распределение водяного льда и химически связанной воды. Кроме относительного содержания (массовая доля) НгО было построено распределение водяных пластов по глубине. На разных широтах были получены оценки толщины верхнего сухого слоя.

Впервые были изучены вариации нейтронного альбедо Марса над полярными областями красной планеты, вызванные сезонным перераспределением атмосферной углекислоты между полюсами планеты. Обнаруженный эффект была настолько сильный, что на основе полученных данных можно было детально проследить эволюцию сезонного покрова осажденной атмосферной углекислоты не только с течением времени, но и на разных участках сезонных шапок, включая умеренные широты где толщина сезонного покрова составляет всего несколько сантиметров. Было проведено сравнение данных наблюдений ХЕНД с результатами прямых измерений толщины сезонного покрова, выполненных лазерным альтиметром MOLA установленным на борту марсианского орбитального аппарата Mars Global Surveyor. Высокая степень корреляции, обнаруженная между двумя типами данных не только подтверждает сезонный характер изменений нейтронного излучения Марса, но и указывает на сопоставимые оценки толщины снежного покрова полученные по этим двум экспериментам.

Впервые по данным длительной (1 полный марсианский год) нейтронной спектроскопии Марса была построена численная многомерная модель сезонных шапок красной планеты. Благодаря этой модели можно проследить за изменением поверхностной плотности сезонных отложений атмосферной углекислоты на данном участке поверхности при переходе осень-весна-зима. Применение этой модели позволило оценить массу снежного покрова, конденсирующегося полярной осенью и зимой на поверхность планеты в разных широтных поясах. По пику полного накопления были сделаны независимые оценки максимальной массы сезонных шапок Марса, которые согласуются с предсказаниями глобальной климатической модели GCM, созданной в исследовательском центре NASA им. Эймса. Сравнительный анализ результатов картографирования массы сезонного покрова (прибор ХЕНД) и прямых измерений его геометрической толщины (лазерный альтиметр MOLA) дал возможность оценить плотность замерзшей углекислоты на разных широтах в северном и южном полушарии. Полученные результаты указывают на то, что плотность сезонного покрова может варьироваться в зависимости от широты места.

Полученные результаты были независимо подтверждены данными других экспериментов, входящих в состав научной нагрузки КА 2001 Mars Odyssey. Прежде всего, это измерительный комплекс GRS (гамма спектрометр на основе высокочистого германия), возможности которого использовались для изучения элементного состава поверхности по анализу интенсивности ядерных линий основных породообразующих элементов. Кроме наблюдений GRS, результаты, полученные прибором ХЕНД были также подтверждены измерениями, выполненными с помощью нейтронного спектрометра NS, регистрирующего нейтроны в более низком энергетическом диапазоне, чем в эксперименте ХЕНД.

НАУЧНАЯ И ПРАКТИЧЕСКАЯ ЦЕННОСТЬ РАБОТЫ

Результаты наблюдений гамма излучения и нейтронного альбедо Марса еще раз доказали значение методов ядерной спектроскопии для изучения планет земной группы с тонкими атмосферами.

В ходе многолетних измерений (они продолжаются до сих пор) на орбите вокруг Марса накоплен большой наблюдательный материал, который может быть востребован в различных областях науки, связанной с изучением Марса. В равной мере это относится к геологии, климатологии, гляциологии и даже сравнительной планетологии. Полученная информация об элементном составе марсианской поверхности может использоваться для коррекции современных гипотез, объясняющих эволюцию красной планеты.

Длительная нейтронная спектроскопия поверхности Марса (основанная в том числе и на данных российского эксперимента ХЕНД) подтвердила, что измерение нейтронных потоков в разных энергетических диапазонах является одним из самых чувствительных методов для определения содержания воды в приповерхностных слоях грунта. Полученные данные о содержании водяного льда и связанной воды могут использоваться для сравнения с данными других экспериментов для построения полной картины эволюции марсианской гидросферы и криолитосферы. Данные орбитального картографирования поверхности планеты являются отправной точкой для возможных сравнений с данными экспериментов на поверхности, выполненных в ходе таких межпланетных миссий как Mars Pathfinder и Mars Exploration Rovers (американские марсоходы Spirit и Opportunity). Кроме этого, созданы все предпосылки для построения трехмерной картины марсианской криолитосферы на основе сравнительного анализа результатов нейтронной спектроскопии марсианской поверхности и данных глубинного зондирования (на глубину вплоть до нескольких километров) с помощью радаров, установленных на КА Mars Express и Mars Reconnaissance Orbiter.

Поиск воды и жизни неразрывно связаны между собой. Известно, что водная среда наиболее благоприятна для зарождения биологической жизни. Вполне возможно, что в толще водяной мерзлоты, обнаруженной на полюсах Марса, могли сохраниться марсианские бактерии. Поэтому на основе карты распределения воды/водяного льда в приповерхностных слоях Марса, полученной в ходе анализа данных эксперимента ХЕНД, можно планировать места посадок спускаемых аппаратов, на борту которых установлена специальная аппаратура для поиска простейших форм жизни.

В ходе наблюдений на борту КА 2001 Mars Odyssey было показано, что с помощью ядерных методов можно эффективно изучать марсианский сезонный цикл СОг- Выл получен ряд важных оценок массы и плотности сезонного покрова С02, осаждаемого на поверхность планеты, которые могут быть использованы для модернизации современных климатических моделей Марса и более полного понимания эволюции планеты.

В результате анализа данных наблюдений гамма излучения и нейтронного альбедо Марса созданы уникальные методики обработки данных и построен целый ряд численных моделей, которые могут быть применены для обработки данных ядерной спектрометрии других планет земной группы. Наиболее осязаемые перспективы в этой области связаны с исследованиями Меркурия (ближайшая к Солнцу планета). Недавно к этой планете стартовал межпланетный американский космический аппарат Messenger, включающий прецизионный гамма спектрометр и нейтронный спектрометр. Кроме этого в конце этого десятилетия начнется еще одна экспедиция к Меркурию (BepiColombo), организованная Европейским Космическим Агентством (ESA). На орбитальном аппарате, входящем в состав этой экспедиции, также будет установлен измерительный комплекс MGNS для измерения гамма излучения и нейтронного альбедо меркурианской поверхности.

ПЛАН ДИССЕРТАЦИИ

Диссертация состоит из введения, семи отдельных глав и заключения.

Основные результаты диссертационной работы получены на основе анализа данных российского эксперимента ХЕНД, установленного на борту межпланетного КА 2001 Mars Odyssey. Подробное описание целей и задач эксперимента содержится в третьей главе. Главная задача эксперимента связана с измерением нейтронного альбедо Марса в разных энергетических диапазонах. В главе 1 описаны основные принципы генерации гамма и нейтронного излучения в приповерхностном слое планеты, рассмотрены основные научные задачи, которые могут решаться методами ядерной спектроскопии поверхности. На примере данных других экспериментов (установленных на предыдущих и текущих межпланетных миссиях, глава 1) и результатов, полученных прибором ХЕНД (глава 4-5), в диссертационной работе было показано, что измерение нейтронного альбедо планет земной группы с тонкими атмосферами является высокочувствительным методом для изучения содержания воды в верхних слоях грунта (см главу 1).

Марс является гидрологически активной планетой. Несмотря на то, что современный климат на Марсе сухой и холодный, в приповерхностных слоях грунта содержится большое количество водяного льда и связанной воды. В связи с этим поиск и оценка содержания приповерхностной влаги, построение распределения водосодержащих слоев по поверхности Марса на глубине до нескольких метров приобретает первостепенное значение для изучения климатических особенностей Марса в современную и прошлую эпоху (см. главу 2).

В главах 4-5 проведен анализ данных эксперимента ХЕНД. В ходе этого анализа были построены карты нейтронного альбедо Марса, по которым можно выделить территории с повышенным содержанием воды в грунте Марса. Обнаруженные участки поверхности можно разделить на два класса: полярные районы ледяной мерзлоты (20-80% содержание воды по массовой доле) покрывающие территорию в десятки миллионов квадратных километров, и две антиподальные области, расположенные в экваториальной части планеты с содержанием воды, доходящим до 15% по массе. Для оценки массовой доли воды в марсианском грунте был построен ряд численных моделей, учитывающих поток космических лучей, эффективность детекторов, атмосферу Марса и слоистую структуру самого грунта. Последнее позволило не только оценить содержание воды, но и выяснить глубину залегания водосодержащих слоев под поверхностью Марса.

Кроме анализа состава самого грунта, были также обнаружены и изучены сезонные вариации нейтронного альбедо Марса, вызванные отложением атмосферной углекислоты на полюсах и приполярных районах планеты в осеннее-зимнее время года. Был проведен сравнительный анализ данных экспериментов ХЕНД и MOLA, с помощью которого была проведена калибровка нейтронных данных и сделана предварительная оценка толщины сезонного покрова для текущего марсианского года (Глава 6).

Обработка данных сезонных изменений нейтронного альбедо Марса над полярными областями планеты позволила построить многомерную модель сезонного покрова, (толщина сезонного покрова как функция долготы, широты и времени) показывающую, как поверхностная плотность осажденной углекислоты меняется на разных участках сезонных шапок в течение одного марсианского года. По этой модели были сделаны оценки массы и плотности сезонного покрова на разных широтах (Глава 7).

Ниже приведены результаты, выносимые на защиту и апробация диссертационной работы.

РЕЗУЛЬТАТЫ ВЫНОСИМЫЕ НА ЗАЩИТУ

1. На основе многоступенчатой обработки данных эксперимента ХЕНД построены орбитальные карты нейтронного альбедо Марса в различных энергетических диапазонах, начиная с области эпитепловых нейтронов с энергиями ЮзВ -100 кэВ и заканчивая диапазоном быстрых нейтронов с энергиями до 10-15 МэВ.

2. Проведен анализ особенностей пространственного распределения потока нейтронов от различных участков поверхности Марса. В северном и южном полушариях Марса обнаружены высокоширотные области с аномально высокой депрессией потока эпитепловых и быстрых нейтронов, достигающей 5-10 раз в окрестности полярных шапок планеты. Кроме этого, в экваториальной зоне найдены две антиподальные области с ослабленным (в 1.5-2 раза) излучением нейтронов высоких энергий. Оба эффекта связаны с повышенным содержанием водорода в приповерхностном слое планеты и интерпретируются как присутствие в грунте Марса водяного льда или связанной воды.

3. На основе наблюдательных данных и численного моделирования нейтронных потоков в различных энергетических диапазонах выполнена оценка содержания воды в верхних слоях грунта (глубина залегания и массовая доля). Выявлено различие в структуре ледяной мерзлоты между северными и южными приполярными районами. Получена оценка максимального количества воды во влажных районах экваториальной зоны планеты.

4. Обнаружены сезонные изменения нейтронного альбедо Марса, вызванные годичной циркуляцией атмосферной углекислоты. Выполнен сравнительный анализ сезонных изменений нейтронного потока по данным эксперимента ХЕНД и прямых измерений толщины сезонного покрова углекислоты по данным американского эксперимента MOLA.

5. На основе результатов измерений прибора ХЕНД построена многомерная модель сезонных отложений атмосферной углекислоты (поверхностная плотность осажденного С02 как функция долготы, широты и времени). По предсказаниям модели получены оценки массы и плотности осажденной атмосферной углекислоты внутри сезонных шапок Марса для различных периодов марсианского сезонного цикла.

АПРОБАЦИЯ

Статьи:

Mitrofanov I.G., Anfimov D.S., Kozyrev A.S., Litvak V.L. et al. Maps of subsurface hydrogen from High Energy Neutron Detector // Science., V. 297. P.78-81, 2002.

Mitrofanov I.G., Zuber M.T., Litvak M.L. C02 snow depth and subsurface water-ice abundance in the northern hemisphere of Mars // Science, V. 300. P.2081-2084., 2003.

Базилевский A.T., Литвак М.Л., Митрофанов И.Г. и др. Поиски следов химически связанной воды в поверхностном слое Марса по результатам измерений прибором ХЕНД на КА 2001 Mars Odyssey. // Астрон. вестн. Т.37. №5. С. 423434., 2003.

Кузмин P.O., Забалуева Е.В., Митрофанов И.Г. и др. Области распространения свободной воды (льда) в приповерхностном грунте Марса по данным измерений нейтронного детектора ХЕНД с борта КА Mars Odyssey. //Астрон. вестн. 2004. Т.38. №1. С.1-13.

Литвак М.Л., Митрофанов И.Г., Козырев A.C. и др. Сезонные вариации потока нейтронов в области полярных шапок Марса по данным российского прибора ХЕНД проекта НАСА 2001 Mars Odyssey //Астрон. вестн. 2003., Т.37. №5. С. 413-422.

Митрофанов И. Г., Литвак М.Л., Козырев A.C., и др. Поиск воды в грунте Марса по данным глобального картографирования потока нейтронов российским прибором ХЕНД на борту американского аппарата 2001 Mars Odyssey // Астрон. вестн., 2003, Т37. №5. С. 400-412.

Литвак М.Л., Митрофанов И.Г., Козырев A.C. и др., Поиск воды на Марсе на основе данных российского прибора ХЕНД установленного на борту американской космической миссии "2001 Марс Одиссей", Космическая наука и технология, том 9 №5-6, стр. 65, 2003.

Литвак М.Л., Митрофанов И.Г., Козырев A.C. и др. Сезонные отложения углекислоты на поверхности Марса по данным нейтронных измерений прибора ХЕНД на борту космического аппарата 2001 Mars Odyssey //Астрон. вестн. 2004., Т.38. №3.

Митрофанов И. Г., Литвак М.Л., Козырев A.C., и др. Оценка содержания воды в грунте Марса по данным нейтронных измерений прибора ХЕНД на борту космического аппарата 2001 Mars Odyssey // Астрон. вестн., 2004, Т. 38. № 291,2004.

Boynton W.V., W. С. Feldman, I. G. Mitrofanov, L G. Evans, R. С. Reedy, S. W.

Squyres, R. Starr J. I. Trombka, C, d'Uston, J. R. Arnold, P. A. J. Englert, A. E. Metzger, H. Wanke, J. Вгьскпег, D. M. Drake, С. Shinohara, С. Fellows, D. К. Hamara, К. Harshman, К. Kerry, С. Turner, M. Ward, H. Barthe, К. R. Fuller, S. A. Storms, G. W. Thornton, J. L. Longmire, M.L.Litvak, and A.K.Ton'chev, The Mars Odyssey Gamma-Ray Spectrometer Instrument Suite, Sp. Sei. Rev., v. 110, Issue 1, p. 37-83, 2004.

Литвак М.Л. и Митрофанов И.Г. Времена года на Марсе по данным измерений прибора ХЕНД на борту космического аппарата 2001 Mars Odyssey, Наука в России, 2004.

Litvak M.L., Mitrofanov I.G, Kozyrev A.S., et al. Seasonal C02 observations on North and South of Mars as seen by HEND (Mars Odyssey) and MOLA (MGS) // LPS XXXIV. CD с материалами конференции, Abstract # 1103, 2003.

Litvak, M. L., Mitrofanov, I. G., Kozyrev, A. S., Sanin, А. В., Tretyakov, V., Smith, D. E., Zuber.M. Т., Boynton, W. V., Hamara, D. K., Shinohara, C., Saunders, R.S., Drake, D., 2003. 4-D Model of C02 Deposition at North and South of Mars from HEND/Odyssey and MOLA/MGS Sixth International Conference on Mars, California, CD с материалами конференции, Abstract # 3040.

Litvak M.L., I. G. Mitrofanov, A. S. Kozyrev, A. B. Sanin, V. Tretyakov, W. V. Boynton, D. K. Hamara, C. Shinohara, R. S. Saunders, and D. Drake Comparison Between North and South Near Polar Regions of Mars from HEND/Odyssey Data 3th Mars Polar conf. CD с материалами конференции, Abstract # 8020

Litvak M.L., I.G. Mitrofanov, D.E. Smith, M.T. Zuber,2, A.S. Kozyrev, A.B. Sanin, V.

Tretyakov, W.V. Boynton, D.K. Hamara, C. Shinohara, R. S. Saunders, One martian year on orbit: redistribution of C02 seasonal deposits between the North and South polar regions of Mars from HEND/ODYSSEY data and MOLA/MGS., LPS XXXV, CD с материалами конференции, Abstract # 1569.

Выступления на научных конференциях:

Lunar and Planetary Conference XXX, XXXIII, XXXIV, XXXV (1999, 2002, 2003, 2004, США); Sixth International Conference on Mars (2003, США), 3th conference on Mars Polar Science (2003, Канада); American Geophysical Union Meeting (2002, 2003 США); EGS-AGU-EUG Joint Assembly Nice, France, 2003; GRS Science team meetings (2002-2004, США); The 36th -38th Vernadsky/Brown Microsymposium on Comparative Planetology (ГЕОХИ, 20022003, Россия); Третья украинская конференция по перспективных космических исследований, 2003, COSPAR 2004 (France, 2004), Международные совещания посвященные анализу данных ХЕНД (Россия, 2002-2004).

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

1. Базилевский А.Т., Литвак М.Л., Митрофанов И.Г. и др. Поиски следов химически связанной воды в поверхностном слое Марса по результатам измерений прибором ХЕНД на КА2001 Mars Odyssey. //Астрон. вестн. 2003. Т.37. №5. С. 423-434.

2. Кузмин P.O. Криолитосфера Марса, Издательство Наука, 1983.

3. Кузмин P.O., Забалуева Е.В., Митрофанов И.Г. и др. Области распространении свободной воды (льда) в приповерхностном грунте Марса по данным измерений нейтронного детектора ХЕНД с борта КА Mars Odyssey. // Астрон. вестн. 2004. Т.38. №1. С.1-13.

4. Литвак М.Л., Митрофанов И.Г., Козырев А.С. и др. Сезонные вариации потока нейтронов в области полярных шапок Марса по данным российского прибора ХЕНД проекта НАСА2001 Mars Odyssey //Астрон. вестн. 2003., Т.37. №5. С. 413422.

5. Мороз В.И. Физика планеты Марс. М: Наука. 1978.

6. Aharonson, О., Zuber, М. Т., Smith, D. Е., Neumann, G. A., Feldman, W. С. Density, Depth, and Distribution of seasonal CO2 deposition on Mars. American Geophysical Union, Fall Meeting 2003, abstract #P21A-07, 2003.

7. Allen С. C. Volcano-Ice interactions on Mars, J. Geophys. Res., 84, 8048-8059,1979.

8. Anguita, F., R. Babin, G. Benito, D. Gomez, A. Collado, and J. Rice .Chasma Australe, Mars: Structural framework for a catastrophic outflow origin. Icarus 144, 302-312. 2000.

9. Arnold J. R., Metzger A.E., Anderson E.C. et al. Gamma rays in space //J. Geophys. Res., 67,4878-4880, 1962.

10. Arvidson R.E., Gooding J.L., Moore H.J. The Martian surface as imaged, sampled, and analyzed by the Viking landers. // Reviews of Geophysics.,27. p. 39-60,1989.

11. Baker V.R., R.G. Storm, V.C. Gulick, J.C. Kargel, G. Komatsu, V.S. Kale, Ancient oceans, ice sheets, and the hydrological cycle on Mars, Nature, 352, 589,1991

12. Baker V.R., M.H. Carr, V.C. Gulick, C.R. Williams, M.S. Marley, Channels and valley networks in Mars edited by H.H. Kieffer et al. 493-522, Univ. of Ariz. Press, Tucson, 1992.

13. Baker V.R. etal.,Geol. Soc. Am. Bull. 94,1035,(1983).

14. Baker V.R., R.G. Storm, V.C. Gulick, J.S. Kargel, G. Komatsu, V.S. Kale, Ancient oceans, ice sheets, and the hydrological cycle on Mars, Nature, 352, 589-594,1991.

15. Baker V.R. Icy martian mysteries, Nature, 426, 779, 2003.

16. Barlow N.G., T.L. Bradley, Martian impact craters: correlations of ejecta and interior morphologies with diameter, latitude, and terrain. Icarus 87:156-179,1990.

17. Benito. G., F. Mediavilla, M. Fernandez, A. Marquez, J. Martinez, and F. Anguita. Chasma Boreale:Asapping and outflowchannel with a tectono-thermal origin. Icarus 129, 528-538.1997.

18. Bielefild M.J., Reedy R.C. , Metzger A.E. et al. Surface chemistry of selected lunar regions// Proc. Lunar Sci. Conf. 7, 2661-2676,1976.

19. Biemann, K., Oro. J., Toulmin III, P., et al. The search for organic substancies andinorgainic volatile compounds in the surface of Mars // J. Geophys. Res., 82. P. 4641-4658., 1977.

20. Biemann, K. The implications and limitations of the findings of the Viking organic analysis experiment//J. Mol. Evol. ,14. P. 65-70., 1979.

21. Bish D., J.W. Carey Thermal behavior of natural zeolites. (In Bish D.L., Ming D.W. eds), Natural Zeolites: Occurrence, Properties, and Applications. Mineral. Soc. America Rev. Mineral. Geochem. Vol 45 Mineral. Soc. of America, pp 403-452, 2001.

22. Bish D.L., J.W. Carey, D.T. Vaniman, S.J. Chipera Stability of hydrous minerals on the Martian surface. Icarus 164: 96-103,2003.

23. Bell, J. F., et al., Mineralogical and compositional properties of Martian soil and dust: Results from Mars Pathfinder, J. Geophys. Res., 105(E1), 1721-1755, 2000.

24. Blasius K.R. , J.A. Cutts, A.D. Howard 1982. Topography and stratigraphy of martian polar layered deposits, Icarus, 50,140-160,1982.

25. Boynton W.V., Feldman W.C., Squyres S.W., et al. Distribution of hydrogen in the near surface of Mars: Evidence for subsurface ice deposits // Science. 2002. V. 297. P.81-85.

26. Boynton W.V., Chamberlain M., Feldman W.C. et al. Abundance and distribution of ice in the polar regions of Mars: More evidence for wet periods in the recent past // 6th Int. conf. on Mars in Pasadena. 2003. Abstract #3259.

27. Boyce J.M., Distribution of thermal gradient values in the equatorial region of Mars based on impact morphology. In Reports of Planetary Geology Program-1980, NASA TM 82385: 140-143,1980.

28. Brass G. W. Stability of brines on Mars. Icarus 42: 20-28,1980.

29. Bridges, N. T., R. Greeley, A. F. C. Haldemann, K. E. Herkenhoff, M. Kraft, T. J. Parker, and A. W. Ward, Ventifacts at the Pathfinder landing site, J. Geophys. Res., 104(E4), 8595-8615,1999.

30. Bridges, N. T., J. A. Crisp, and J. F. Bell, Characteristics of the Pathfinder APXS sites: Implications for the composition of Martian rocks and soils, J. Geophys. Res., 106(E7), 14,621- 14,665, 2001a.

31. Bridges, J.C., D.C. Catling, J.M. Saxton, et al. Alteration assemblages in Martian meteorites: Implications for near-surface processes, Space Science Reviews., V. 96. P. 365-392., 2001b.

32. Briggs, G., K. Klaasen, T. Thorpe, J. Wellman, and W. Baum, Martian dynamical phenomena during June-November 1976 Viking orbiter imaging results, J. Geophys. Res.,82 , 4121-4149,1977.

33. Bruckner J., Koerfer M., Wanke H.,et al. Proton-induced radiation damage in germanium detectors// IEEE Transactions on Nuclear Science, NS-38, 209-217, 1991

34. Budd W.F., D. Jenssen, J.H. Leach, I.N. Smith, U. Radok, The north polar ice cap of Mars as a steady-state system. Polarforschung, 56, 46-63,1986.

35. Cantor, В. A., M. J. Wol., P. B. James, and E. Higgs, Regression of Martian North Polar Cap: 1990-1997 Hubble Space Telescope Observations, Icarus, 136 , 175-191,1998.

36. Carr M.H., L.S. Crumpler, J.A. Cutis, R. Greeley, J.E. Guest, H. Masursky Martian impact craters and emplacement of ejecta by surface flow. J. Geophys. Res. 82: 40554065,1977.

37. Carr, M. H. and G. D. Clow, Martian channels and valleys: Their characteristics, distribution and ages, Icarus 48, 91-117,1981.

38. Carr, M. H. and F. C. Chuang, Martian drainage densities. J. Geophys. Res. 102, 91459152,1997.

39. Carr M.H. Retention of an atmosphere on early Mars// J. Geophys. Res., 104, 2189721909, 1999.

40. Chapman M.G. Evidence, age and thickness of the frozen paleolake in Utopia Planitia, Mars, Icarus, 109, 393-406, 1994.

41. Chase, S. C., J.L.Engel, H.W. Eyerly, F.D. Palluconi, D. Schofield, H.H. Kieffer. Viking infrared thermal mapper, Applied Optics, 17,1243-1251,1978.

42. Clark B.C., D.C. van Hart The salts of Mars. Icarus 45: 370-378,1981.

43. Clifford S.M., D. Hillel The stability of ground ice in equatorial regions of Mars. J. Geophys. Res. 88: 2456-2474, 1983.

44. Clifford S.M., F.P. Fanale The thermal conductivity of the Martian dust. J. Geophys.Res. Suppl. 90: D144-D145,1985

45. Clifford, S. Polar basal melting on Mars. J. Geophys. Res. 92, 9135-9152.1987.

46. Clifford S.M. A model for the hydrologic and climatic behavior of water on Mars. J. Geophys. Res. 98(E16): 10973-11016, 1993

47. Clifford S.M., T.J. Parker, Hydraulic and thermal arguments regarding the existence and fate of the primordial martian ocean, LPSC XXX, abstract #1619,1999.

48. Clifford S.M., T.J. Parker, The evolution of the Martian hydrosphere: implications for the fate of the primordial ocean and the current state of the northern plains. Icarus, 154, 4079, 2001.

49. Clifford, S., and 52 colleagues. The state and future of Mars polar science and exploration. Icarus 144, 210-242. 2000

50. Christensen, P. R., et al., Thermal emission spectrometer experiment Mars Observer mission, J. Geophys. Res., 97 , 7719-7734,1992.

51. Christensen, P.R. et al. Global mapping of Martian hematite mineral deposits: Remnants of water-driven processes on early Mars, J. Geophys. Res, 106, E10, 2387323885, 2001b.

52. Christensen, P.R. et al. Mars Global Surveyor Thermal Emission Spectrometer experiment: Investigation description and surface science results, J. Geophys. Res, 106, E10, 23823-23871, 2001a.

53. Costard, F. et al. Formation of recent martian debris flows by melting of near-surface ground ice at high obliquity. Science 295, 110-113, 2002.

54. Cutts J.A. Nature and origin of layered deposits on the martian polar regions// J. Geophys. Res., 78,4231-4249, 1973.

55. Dagge G., Dragovitsch P., Filges D., Bruchner J. Monte Carlo simulation of Martian gamma-ray spectra induced by galactic cosmic-rays // Proc.Lunar Planet. Sci. Conf., 21, 425-435, 1991.

56. Deer W.A., R.A. Howie, J. Zussman An Introduction to the Rock-Forming Minerals. Longman, London, 1992.

57. Drake D., M., Feldman, W. C., Jakosky, B. M. Martian neutron leakage spectra//J. Geophys. Res., 93, 6353-6368, 1988.

58. D'Uston, C., Atteia J.L., Barat C., et al. Observation of the y-ray emission from the martian surface by the APEX experiment// Nature, v. 341, 598-600,1989.

59. Edgett, K. S. and T. J. Parker, Water on early Mars: Possible subaqueous sedimentary deposits covering ancient cratered terrain in western Arabia and Sinus Meridiani, Geophys. Res. Lett. 24, 2897-2900,1997.

60. Elphic R.C., Lawrence D.J., Feldman W.C. et al. Lunar Fe and Ti abundances: comparison of Lunar Prospector and Clementine data// Science, 281, 1493 1496, 1998.

61. Eluszkiewicz, J., On the microphysical state of the Martian seasonal caps, Icarus, 103 , 43-48,1993.

62. Garvin J.B., S.E. Sakimoto, J.J. Frawley, C. Schnetzler, North polar region craterforms on Mars: Geometric characteristics from the Mars Orbiter Laser Altimeter, Icarus, 144, 329-352, 2000.

63. Gasnault, O., C. d'Uston, W. C. Feldman, and S. Maurice, Lunar fast neutron leakage flux calculation and its elemental abundance dependence, J. Geophys. Res., 105, 4263-4271,2000.

64. Gasnault, O., W. C. Feldman, S. Maurice, I. Genetay, C. d'Uston, T. H. Prettyman, and K. R. Moore, Composition from fast neutrons: Application to the Moon, Geophys. Res. Lett., 28, 3797- 3800, 2001

65. Gault D.E., R. Greeley, Exploratory experiments of impact craters formed in viscous-liquid targets: Analogs for Martian rampart craters? Icarus 34: 486-495,1978.

66. Genetay, I., S. Maurice, W. C. Feldman, O. Gasnault, D. J. Lawrence, R. C. Elphic, C. d'Uston, and A. B. Binder (2003), Lunar neutrons at energies less than 500 keV, Planet. Space Sci., 51(3), 271-280.

67. Greve R., Waxing and waning of the perennial north polar H20 ice cap of Mars over obliquity cycles, Icarus, 144, 419-431,2000.

68. Fanale F.P. Martian volatiles: Their degassing history and geochemical fate, Icarus, 28, 179-202.

69. Fanale F.P., Salvail J.R., Zent A.P. et al Global distribution and migration of subsurface ice on Mars// Icarus, 67, 1-18,1986.

70. Farmer C.B., D.W. Davies, D.D. Laporte, Mars: Northern summer ice cap Water vapor observations from Viking-2, Science, 194,1339-1340,1976.

71. Farmer C.B., P.E. Doms Global and seasonal variations of water vapor on Mars and the implications for permafrost. J. Geophys. Res. 84 (B6): 2881-2888,1979.

72. Feldman W.C. and Drake D.M. A Doppler filter technique to measure the hydrogen content off planetary surfaces.// Nucl. Instrum. Methods Phys. Res., A245, 182-190.,1986

73. Feldman W.C., Boynton W.V., Jakosky B.M. and M.T. Mellon Redistribution of subsurface neutrons caused by ground ice on Mars.// J. Geophys. Res., 98, 2085520870,1993.

74. Feldman W.C., Maurice S., Binder A.B., et al. Fluxes of fast and epithermal neutrons from Lunar Prospector: evidence for water ice at the lunar poles// Science, 281, 14961500,1998.

75. Feldman W.C., Barraclough B. L., Fuller K. R. et al. The Lunar Prospector gamma-ray and neutron spectrometry Nucl. Instrum. Methods Phys. Res., A422, 562-566., 1999.

76. Feldman, W. C., D. J. Lawrence, R. C. Elphic, B. L. Barraclough, S. Maurice, I. Genetay, and A. B. Binder (2000a), Polar hydrogen deposits on the Moon, J. Geophys. Res., 105, 4175-4195.

77. Feldman, W. C., D. J. Lawrence, R. C. Elphic, D. T. Vaniman, D. R. Thomsen, B. L. Barraclough, S. Maurice, and A. B. Binder (2000b), The chemical information content of lunar thermal and epithermal neutrons, J. Geophys. Res., 105, 20,347-20,363.

78. Feldman, W. C., et al. (2001), Evidence of water ice near the lunar poles, J. Geophys. Res., 106, 23,231-23,252.

79. Feldman W.C., Boynton W.V., Tokar R.L., et al. Global distribution of neutrons from Mars: Results from Mars Odyssey // Science. 2002. V. 297. P.75-78.

80. Feldman W.C. Normalization of H data // Oral presentation on 2001 Mars Odyssey GRS meeting. November 2002. http://qrs.lpl.arizona.edu/.

81. Feldman W.C. Boynton W.V., Prettyman T.N. et al. Growth of C02 frost thickness near chasma borealis during northern winter and spring // LPSC XXXIV. 2003. Abstract #1854.

82. Feldman, W. C., et al., CO2 frost cap thickness on Mars during northern winter and spring, J. Geophys. Res., 108 , 2003.

83. Fishbaugh, K., and J. Head. North polar region of Mars: Topography of circumpolar deposits from Mars Orbiter Laser Altimeter (MOLA) data and evidence for asymmetric retreat of the polar cap. J. Geophys. Res. 105, 22,455-22,486. 2000.

84. Fishbaugh, K, and J. Head 2001. The morphology of Chasma Boreale, Marsusing MOLAdata: Investigating mechanisms of formation. J. Geophys. Res, 2001.

85. Fisher D.A., Internal layers in an "accublation" ice cap: a test for flow, Icarus, 144, 289294, 2000.

86. Foley, C. N., T. E. Economou, R. N. Clayton, and W. Dietrich, Calibration of the Mars Pathfinder alpha proton X-ray spectrometer, J. Geophys. Res., 108(E12), 8095, doi:10.1029/2002JE002018, in press, 2003a.

87. Foley, C. N., T. E. Economou, R. N. Clayton Final chemical results from the Mars Pathfinder alpha proton X-ray spectrometer, J. Geophys. Res., 108, NO. E12, 8096, doi:10.1029/2002JE002019, 2003b.

88. Forget, F., F. Hourdin, and O. Talagrand, CO2 snowfall on Mars: Simulation with a general circulation model, Icarus, 131 , 302-316, 1998.

89. Forget F. Mars CO2 ice polar cap // Review chapter from Solar System Ices 477-507. revised 1995. B.Schmitt et al. (eds.) Kluwer Academic, 1998b.

90. Frey, H. V. and J. H. Roark, Lowlying ancient terrain (LAT) on Mars The Western Arabian Shelf (WAS), Lunar Planet. Sci. Conf. XXVIII, 383-384,1997.

91. Haberle, R. A. et al. Orbital change experiments with a Mars general circulation model. Icarus 161,66-89, 2003.

92. Head J.W., Kreslavsky, Hiesinger H., et al. Oceans in the past history of Mars: Tests for their presence using Mars Orbiter Laser Altimetr (MOLA) data// J. Geophys. Res. Lett., 25,4401-4404, 1998.

93. Head J.W., H. Hiesinger, M.A. Ivanov, M.A. Kreslavsky. Possible ancient oceans on Mars: Evidence from Mars Orbiter Laser Altimeter data, Science, 286, 2134-2137,1999.

94. Head, J., and S. Pratt Extensive Hesperian-aged south polar ice cap on Mars: Evidence for massive melting and retreat, and lateral flow and ponding of meltwater. J. Geophys. Res. 106, 12,275-299, 2001.

95. Head J.W., J.F. Mustard, M.A. Kreslavsky, R.E. Milliken and D.R. Marchant, Recent ice ages on Mars, Nature, 426, 797-802, 2003.

96. Herkenhoff, K. Geology, composition, age, and stratigraphy of the polar layered deposits on Mars. In 1st International Conference on Mars Polar Science and Exploration. LPI Contrib. 953, pp. 18-19. 1998.

97. Herkenhoff, K., and J. Plaut 2000. Surface ages and resurfacing rates of the polar layered deposits on Mars. Icarus 144, 243-255.2000.

98. Hess, S. L., R. M. Henry, and J. E. Tillman, The seasonal variation of atmospheric pressure on Mars as affected by the south polar cap, J. Geophys. Res., 84 , 29232927, 1979.

99. Hess, S. L., J. A. Ryan, J. E. tillman, R. M. Henry, and C. B. Leovy, The annual cycle of pressure on Mars measured by Viking landers 1 and 2, Geophys. Res. Lett., 7 , 197200,1980.

100. Hoffman N. White Mars: a global evolution model for Mars' surface based on C02. Icarus 146: 326-343,1999

101. Hodges C.A. and H.J. Moore, The subglacial birth of Olympus Mons fnd its areoles, J. Geophys. Res., 84, 8061-8074, 1979.

102. Howard A.D., Cutts J.A., and Blasius K.R. Stratigraphic relationships within martian polar cap deposits// Icarus, 50,161-215,1982.

103. Jakosky B.M., Haberle R.M. The seasonal behavior of water on Mars, In Mars, H.H. Kieffer et al. eds, The University of Arizona Press, 969-1016,1992.

104. Jakosky B. M., Mellon, M.T. High-resolution thermal inertia mapping of Mars: Sites of exobiological interest // J.Geophys.Res. 2001. V.106. 23887-23908.

105. James, P. B., Recession of Martian north polar cap -1977-1978 Viking observations, J. Geophys. Res., 84 , 8332-8334, 1979.

106. James, P. B., and B. A. Cantor, Martian North Polar Cap Recession: 2000 Mars Orbiter Camera Observations, Icarus, 154 , 131-144, 2001.

107. Kieffer H.H., T.Z. Martin, S.C. Chase, et al., Martian north pole summer temperatures -Dirty water ice // Science. V. 194, P.1341,1976.

108. Karatekin O., Dehant V., de Viron O. Martian global scale seasonal C02 change: comparison of geodetic observations and numerical simulations II 6th Int. conf. on Mars in Pasadena. 2003. Abstract #3172.

109. Kargel J.S. and R.G. Storm, Ancient glaciation on Mars, Geology, 20, 3-7,1992.

110. Kargel J.S., V.R. Baker, J.E. Beget, J.F. Lockwood, T.L. Pewe, J.S. Shaw, R.G. Strom Evidence of ancient continental glaciation in the Martian northern plains. J. Geophys., 1995.

111. Kargel J.S. Possible composition and dynamics of martian polar caps and controls on ice cap behavior, First conference on Mars polar Science, abstract # 953,1998.

112. Kargel J.S., K.L.Tanaka, V.R. Baker, G. Komatsu, D.R. MacAyeal Formation and dissociation of clathrate hydrates on Mars: polar caps, northern plains, and highlands. 21st Lunar Planet. Sci. Conf. 1891, 2000.

113. Kieffer, H. H., T.Z. Martin, A.R. Peterfreund, B.M. Jakosky, E.D. Miner, F.D. Palluconi, Thermal and albedo mapping of Mars during the Viking primary mission, J.Geophys. Res., 82, p. 4249-4291, 1977.

114. Kieffer H.H. Mars south polar spring and summer temperatures A residual СОг frost // J. Geophys. Res., V. 84. P.8263., 1979.

115. Kieffer, H. H., T. N. Titus, K. F. Mullins, and P. R. Christensen, Mars south polar spring and summer behavior observed by TES: Seasonal cap evolution controlled by frost grain size, J. Geophys. Res., 105 , 9653-9699, 2000.

116. Kieffer, H. H., and T. N. Titus, TES Mapping of Mars' North Seasonal Cap, Icarus, 154 , 162-180, 2001.

117. Kossacki K.J., W. J. Markiewicz Martian seasonal CO2 ice in polygonal troughs in southern polar region: role of the distribution of subsurface H2O ice. Icarus 160: 73-85, 2002.

118. Kuzmin R.O. On possible structure of the Martian cryolithosphere. 8th Lunar Planet. Sei. Conf. 566-568, 1977.

119. Kuzmin R.O., Morphology of fresh Martian craters as an indicator of the depth of the upper boundary of the ice-bearing permafrost: a photogeologic study. 11th Lunar Planet. Sei. Conf. 585-586,1980

120. Kuzmin R.O., E.V. Zabalueva On salt solution of the Martian cryolithosphere. Solar Syst. Res. 32:187-197, 1998.

121. Mangold, M. et al. High latitude patterned grounds on Mars: Evidence for recent melting of nearsurface ground ice. Lunar Planet. Sci. XXXIII, abstr. 1219, 2002.

122. Masursky H.J., Boyce J.M., Dial A.L. et al., Classification and time formation of martian channels based on Viking data//J. Geophys. Res., 82, 4016-4038,1977.

123. Maurice, S., W. C. Feldman, D. J. Lawrence, O. Gasnault, C. d'Uston, I. Genetay, and P. G. Lucey . High-energy neutrons from the Moon, J. Geophys. Res., 105, 20,36520,375, 2000a.

124. Maurice, S., W. C. Feldman, R. Little, R. C. Elphic, D. J. Lawrence, O. Gasnault, and A. B. Binder, Detection of Sm and Gd with the Lunar Prospector Neutron spectrometer, Proc. Lunar Planet. Sci. Conf. 31st, abstract 1433, 2000b.

125. Maurice, S., W. Feldman, D. J. Lawrence, R. C. Elphic, J. R. Johnson, S. Chevrel, and I. Genetay, A maturity parameter of the lunar regolith from neutron data, Proc. Lunar Planet. Sci. Conf. 32nd, abstract 2033, 2001.

126. Mellon M.T., B.M. Jakosky Geographic variations in the thermal and diffusive stability of ground ice on Mars. J. Geophys. Res. 98(E2): 3345-3364,1993.

127. Mellon M.T., B.M. Jakosky, S.E. Postawko The persistence of equatorial ground ice on Mars. J. Geophys. Res. 102: 19357-19369, 1997.

128. Mellon M.T., Phillips, R.J. Recent gullies on Mars and the source of liquid water // J.Geophys. Res., 106, 23165-23180, 2001.

129. Mellon M.T., W.C. Feldman, T.H. Prettyman, Theory of ground ice on Mars and implications to the neutron leakage flux. Sixth Int'l. Conf. Mars, abstr. 3142, 2003

130. Mellon M.T., B.M. Jakosky The distribution and behavior of Martian ground ice during past and present epochs. J. Geophys. Res. 100(E6): 11781-11799,1995.

131. Malin M. C., Edgett K.S. Evidence for Recent Groundwater Seepage and Surface ^ Runoff on Mars, Science. V. 288. 2330., 2000.

132. McSween, H. Y., Jr., et al., Chemical, multispectral, and textural constraints on the composition and origin of rocks at the Mars Pathfinder landing site, J. Geophys. Res., 104(E4), 8679-8715,1999.

133. Milliken, R. E. et al. Viscous flow features on the surface of Mars: Observations from high-resolution MOC images. J. Geophys. Res. 108, doi:10.1029/2002JE002005, 2003.

134. Mischna, M. et al. On the orbital forcing of Martian water and CO2 cycles: A general circulation model study with simplified volatile schemes. J. Geophys. Res. 108, doi:10.1029/2003JE002051 (2003).

135. Mitrofanov I.G., Anfimov D.S., Kozyrev A.S., et al. Maps of subsurface hydrogen from High Energy Neutron Detector // Science. 2002. V. 297. P.78-81.

136. Mitrofanov I.G., Zuber M.T., Litvak M.L. CO2 snow depth and subsurface water-ice abundance in the northern hemisphere of Mars // Science 2003a. V. 300. P.2081-2084.

137. Mitrofanov I.G., Litvak M.L., Kozyrev A.S., et al. Vertical distribution of shallow water inthe distinguishable regions at low and high latitudes of Mars: Neutron data deconvolution of HEND // 6th Int. conf. on Mars in Pasadena. 2003b. Abstract #3080.

138. Mohlmann D. Adsorption water in mid and low latitude martian soil, Proceeding of the Second European Workshop on Exo/Astrobiology. SP-518,169-172, 2002.

139. Mouginis-Mark P.J., Martian fluidized crater morphology: variations with crater size, latitude, altitude, and target material. J. Geophys. Res. 84: 8011-8022,1979.

140. Murray B.C., Soderblom L.A., Cutts J.A. et al. Geological framework of the south pole region of Mars// Icarus, 17,328-345,1972.

141. Murray B.C., L.A. Soderblom, J.A. Cutts, R.P.Sharp, D.J. Milton, R.B. Leighton, k Geological framework of the south polar region of Mars, Icarus, 17, 328-345.

142. Mutch T.A.R.E. Arvidson, A.B. Binder, E.A. Guinness, E.C. Morris The geology of the

143. Viking 2 landing site. J. Geophys. Res. 82:4452-4467,1977.

144. Mustard, J. F. et al. Evidence for recent climate change on Mars from the identification of youthful near-surface ground ice. Nature 412, 411-414, 2001.

145. Neugebauer G., G. Munch, H. Kieffer, S.C. Chase, E. Miner, Mariner 1969 infrared radiometer results: Temperatures and thermal properties of the martian surface. Astron. J., 76, 719-728, 1971.

146. Paige D.A., Herkenhoff, K. E.; Murray, B. C. Mariner 9 observations of the south polar Cap of Mars Evidence for residual C02 frost // J. Geophys. Res., 95, 1319., 1990.

147. Paige, D. A., and A. P. Ingersoll, Annual heat balance of Martian polar caps Viking observations, Science, 228 ,1160-1168,1985.

148. Paige, D. A., and S. E. Wood, Modeling the Martian Seasonal CO2 Cycle. 2. Interannual Variability, Icarus, 99 ,15-27,1992.

149. Parker T., R.S. Saunders, D.M. Schneeberger, Transitional morphology in the west dueteronilus Mensae region of Mars: Implications for modification of the lowland/upland boundary, Icarus, 82,111-145,1989.

150. Parker T.J., D.S. Gorsline, R.S. Saunders, D.C. Pieri, D.M. Schneeberger, Coastal geomorphology of the Martian northern plains, J. Geophys. Res., 98, 11061-11078, 1993.

151. Plaut, J., R. Kahn, E. Guiness, and R. Arvidson. Accumulation of sedimentary debris in the south polar region of Mars and implications for climate history. Icarus 76, 357377.1988.

152. Pollack J.B., Kasting J.F., Richardson S.M. et al. The case for wet, warm climate on early Mars// Icarus, 71, 203-224, 1987.

153. Pollack, J. B., R. M. Haberle, and J. Schae.er, Simulations of the general circulation of the Martian atmosphere 1. Polar processes, J. Geophys. Res., 95 ,1447-1473,1990.

154. Prettyman T.N., Feldman W.C., Boynton W.V., et al. Atmospheric corrections for neutrons reveal variations in surface composition in the Tharsis region // LPSC XXXIV. 2003. Abstract #1950.

155. Russell P., Head J.W. The Martian hydrosphere/cryosphere system: implications of the absence of hydrologic activity at Lyot crater // Geophys. Res. Lett. 2002, V. 29. Doi: 10.1029/2002GL015178.

156. Richardson, M. I. and R.J. Wilson, Investigation of the nature and stability of the Martian seasonal water cycle with a general circulation model. J. Geophys. Res. 107, doi:10.1029/2001JE001536, 2002.

157. Richardson, M. I. et al. Obliquity, ice sheets, and layered sediments on Mars: What spacecraft observations and climate models are telling us. Lunar Planet. Sci. XXXIV, abstr. 1281, 2003.

158. Rieder, R., H. Wa' nke, T. Economou, and A. Turkevich, Determination ofthe chemical composition of Martian Soil and rocks: The alpha proton X-ray spectrometer, J. Geophys. Res., 102(E2), 4027-4044,1997b.

159. Rossbacher L.A., S Judson Ground ice on Mars: Inventory, distribution and resulting landforms, Icarus, 45, 39-59,1981.

160. Schultz P.H., D.E.Gault, Atmospheric effect on Martian ejecta emplacement. J.Geophys. Res. 84: 7669-7687, 1979.

161. Schultz P.H., D.E.Gault, On the formation of contiguous ramparts around Martian impact craters. 15th Lunar Planet. Sci. Conf. 732-733,1984.

162. Schultz P.H., Lutz A.B. Polar wandering on Mars // Icarus. 1988. V. 73. P. 91-141.

163. Scott, D.H., Carr, M.H. Geologic map of Mars. Atlas of Mars, Map 1-1083, USGS, 1978.

164. Scott, D.H., Tanaka, K.L. Geologic Map of the Western Equatorial Region of Mars. Atlas of Mars, Map 1-1802-A, USGS, 1986.V

165. Seibert N.M., J.S. Kargel Small-scale Martian polygonal terrain: implications for liquid surface water. Geophys. Res. Lett. 28: 899-902, 2001.

166. Smith, D. E., M. T. Zuber, R. M. Haberle, D. D. Rowlands, and J. R. Murphy, The Mars seasonal CO2 cycle and the time variation of the gravity .eld: A General Circulation Model simulation, J. Geophys. Res., 104 ,1885-1896,1999.

167. Smith, D. E., M.T. Zuber, and G. A. Neumann, Seasonal variation of snow depth on Mars, Science, 294 , 2141-2146, 2001a.

168. Smith, D. E., et al., Mars Orbiter Laser Altimeter: Experiment summary after the .rst year of global mapping of Mars, J. Geophys. Res., 106 , 23,689-23,722, 2001b.

169. Smith, D.E., Zuber, M.T. The masses of Mars's seasonal polar icecaps. 3th Int. conf. on Mars polar science. 2003. Abstract #8063.

170. Space Science Series. 1993. P. 557-593

171. Squyres S.W. and M.H. Carr, Geomorphic evidence for the distribution of ground ice on Mars, Science, 231, 249-252,1986.

172. Surkov Y. A., Moskalyova L.P., Kirnozov F.F. et al. Preliminafy results of investigations of gamma-radiation from Mars from Mars-5 observations// Space Research XVI 9931000, 1976.

173. Surkov Y.A., Moskalyova L.P., Manvelyan O.S. et al. Geochemical interpretations of the results of measuring gamma-radiation of Mars// LPSC 11th, 669-676,1980.

174. Surkov Y.A., Barsukov V.L., Moskalyova L.P. et al. Determination of the elemental composition of Martian rocks from PHOBOS 2// Nature, v. 341, 595-598,1989.

175. Surkov, Y. A., L. P. Moskaleva, V. P. Kharyukova, O. S. Manvelyan, and A. Golovin, Gamma ray spectrometry of Mars, in Remote Geochemical Analysis, edited by C. Pieters and P. Englert, p. 413, Cambridge Univ. Press, New York., 1993.

176. Tanaka K.L. and D.H. Scott, Geologic map of the polar regions of Mars. U.S. Geological Survey Misc. Inv. 1987.

177. Tanaka K.L., Dust and ice deposition in the martian geologic record, Icarus, 144, 254266, 2000.

178. Thomas P.C., C. Weitz, Dune sand materials and polar layered deposits on Mars, Icarus, 81, 185-215,1989.

179. Thomas, P., S. Squyres, K. Herkenhoff, A. Howard, and B. Murray. Polar deposits of Mars. In Mars (H. H. Kieffer, B. Jakosky, C. Synder,M.Matthews, Eds.), pp. 767-795. Univ. of Arizona Press, Tucson. 1992

180. Tillman J., Johnson N.C., Guttorp P., et al. The martian annual atmospheric pressure cycle years without great dust storms // 1993. J. Geophys. Res.V. 98. P. 1096310971.

181. Titus T.N., H.H. Kieffer, P.R. Christensen, Exposed water ice discovered near the south pole of Mars. Science 299:1048-1051, 2003

182. Toon O.B., J.B. Pollack, W. Ward, J.A. Burns, K. Bilski The astronomical theory of climatic change on Mars. Icarus 44: 552-607,1980.

183. Touma, J. and J. Wisdom, The chaotic obliquity of Mars. Science 259, 1294-1297, 1993.

184. Van Dilla M.A., Anderson E.C. , Metzger A.E., et al. Lunar composition by scintillation spectroscopy//IRE Trans. Nucl. Sci., NS-9,405-412, 1962.

185. Wa'nke, H., J. Bru ckner, G. Dreibus, R. Rieder, and I. Ryabchikov, Chemical composition of the rocks and soils at the Pathfinder landing site, Space Sci. Rev., 96, 317- 330, 2001.

186. Ward, W. R. in Mars (eds Kieffer, H. H. et al.) 298-320, Univ. Arizona Press, Tucson, AZ, 1992.

187. Waters L. S., Ed., MCNPX User's Guide (document LA-UR-99-6058) (Los Alamos National Laboratory, Los Alamos, NM, 1999).

188. Wohletz K.H., M.F.Sheridan, Martian rampart crater ejecta: experiments and analysis of melt-water interaction. Icarus 56:15-37., 1983.

189. Yoder C.F., Konopliv A.S., Yuan D.N., et al. Fluid core size of Mars from detection of the solar tide // Science. 2003. V. 300. P. 299-303.

190. Yoshikawa K. Contraction cracking and ice wedge polygons in Mars. Second Mars Polar Sci. Conf.: 186-187, 2000.

191. Zent A.P., Fanale F.P., Salvail J.R. et al. Distribution and state of H2O in the high latitude shallow subsurface of Mars// Icarus, 67, 19-36,1986.

192. Zent A.P., Quinn R.C. Simultaneous adsorption of CO2 and H2O under Mars-loke conditions and application to the evolution of the Martian climate, J. Geophys. Res., V. 100. P. 5341-5349,1995.

193. Zoltai T, J.H. Stout Mineralogy: Concepts and Principles. Burgess, Minneapolis, 1984.

194. Zuber M.T. D.E. Smith S.C. Solomon et al., Observations of north polar region of Mars from Mars Orbiter Laser Altimeter, Science, 282, 2053-2060.