Астрономический журнал, 2020, T. 97, № 10, стр. 858-865

1. ВВЕДЕНИЕ

Почти четверть века назад было сделано предположение, что высыпания протонов могут вызывать на Марсе авроральные явления (см., например, [1, 2]), и только недавно в наблюдениях с помощью прибора “Спектроскопия для исследования характеристик атмосферы Марса” (S-PICAM) на борту космического аппарата Mars Express (MEX) [3] и ультрафиолетового спектрографа для визуализации (IUVS) на борту космического аппарата «Марсианская атмосфера и эволюция летучих компонентов» (MAVEN) на Марсе [4] были открыты так называемые протонные сияния.

Протонные сияния – одно из немногих наблюдаемых явлений на Марсе, которые возникают в результате прямого взаимодействия протонов солнечного ветра с протяженной водородной короной. Таким образом, изучая марсианские протонные сияния, мы можем лучше понять связь между потоками энергии от Солнца, протяженной водородной короной и околопланетной плазменной средой Марса. Кроме того, появление и интенсивность протонного полярного сияния могут служить косвенным индикатором вариаций в каждом из названных выше факторов, а также отслеживать изменения в динамике подстилающих слоев атмосферы (например, нейтральная атмосфера CO₂ и активность пыли). Изучение марсианского протонного полярного сияния может также обеспечить дополнительный контекст для понимания атмосферных потерь и эволюции атмосферы, поскольку процессы, ответственные за формирование полярных сияний на Марсе (например, взаимодействие солнечного ветра и протяженной водородной короны), также ответственны за потери атмосферы [5].

В отличие от электронных полярных сияний, протонные сияния наблюдаются исключительно на дневной стороне Марса и характеризуются повышенной яркостью излучения водорода в линии Lyα (121.6 нм) в диапазоне высот 120–150 км при наблюдениях в лимбе [4, 6]. В пике свечения наблюдается повышение яркости на 50% (по сравнению с оптически толстым фоном свечений в течение дня) с максимальной продолжительностью до несколько часов. Используя данные измерений анализатора ионов солнечного ветра SWIA (Halekas et al. [7]) на борту КА MAVEN [8], авторы работы [9] привели результаты измерений энергетического спектра протонов глубоко в атмосфере Марса, которые показали присутствие фракции протонов с той же энергией и скоростью, что и в воздействующем невозмущенном солнечном ветре. Механизмом, ответственным за проникновение протонов ниже границы индуцированной магнитосферы (ГИМ), является двойная перезарядка протонов и тепловых атомов водородной короны. Невозмущенные протоны солнечного ветра в области за головной ударной волной и до границы индуцированной магнитосферы (ГИМ) взаимодействуют с более плотным веществом водородной короны, что в результате перезарядки приводит к образованию энергетических нейтральных атомов водорода (ЭНА-Н). Образовавшиеся ЭНА-Н могут беспрепятственно пересекать ГИМ и по мере проникновения в глубь атмосферы испытывать повторную перезарядку, формируя протоны, вызывающие наблюдаемые сияния. Таким образом, для корректной интерпретации протонных сияний на Марсе необходимо рассмотреть кинетику входа протонов солнечного ветра в область водородной короны выше ГИМ, где образуется нисходящий поток ЭНА-Н, что и является предметом нашего исследования.

Процесс образования протонных полярных сияний на Марсе заметно отличается от сценария для Земли [10]. Экзосфера (или корона) Марса в основном населена атомным и молекулярным водородом и простирается на несколько марсианских радиусов [11, 12]. Отсутствие у Марса глобального внутреннего магнитного поля позволяет солнечному ветру взаимодействовать с водородной короной на обращенной к Солнцу стороне Марса, начиная с области головной ударной волны, и обтекать вокруг планеты вдоль границы индуцированной магнитосферы (см., например, [13]). Как отмечалось выше, источником протонных сияний на Марсе является поток энергетических нейтральных атомов водорода, пересекающих ГИМ. Эти ЭНА-Н после проникновения за ГИМ подвергаются дополнительным обменам зарядами и столкновениям с нейтральными частицами в нижних слоях атмосферы. При этом энергетический атом водорода может возбуждаться и испускать фотоны в линии Lyα, создавая протонное сияние. Заметим, что в отличие от типичного полярного сияния, где светятся компоненты собственно атмосферного газа, в данном случае светится именно проникающая частица. Из теоретических оценок [1, 2, 14, 15] следует, что величина потока атомов водорода составляет порядка 1–3% от исходного потока протонов солнечного ветра. Согласно работе [9], наибольшая плотность проникающих протонов со скоростью, близкой к скорости солнечного ветра, наблюдалась КА MAVEN в периапсисе (~160 км) в дневной термосфере. Данная область также соответствует самой высокой плотности основного атмосферного компонента CO₂ вдоль орбиты. Это согласуется с процессами перезарядки и отрыва электрона у проникающих в атмосферу Марса нейтральных частиц Н с высокими энергиями [15, 16].

Протонные сияния на Земле впервые наблюдались в полярной атмосфере [17] как доплеровское смещение спектральных линий водорода Hβ и Hα (см., например, [18]. На Земле протонные сияния сильно зависят от магнитосферы нашей планеты: протоны проникают в атмосферу вдоль линий магнитного поля Земли и теряют свою исходную энергию в областях магнитных полюсов, где и наблюдаются протонные сияния (см., например, [19]). Марсианские протонные сияния, как ожидается, ограничиваются дневной стороной планеты и не будут демонстрировать широтных ограничений, существующих на Земле. Как отмечалось выше, в первом приближении, для корректной интерпретации наблюдаемых протонных сияний необходимо знать лишь количество и спектр ЭНА-Н, пересекающих ГИМ. Однако сам поток ЭНА-Н сильно зависит от вариаций в плотности водородной короны и параметрах солнечного ветра [4, 6], и соответственно для интерпретации наблюдаемых протонных сияний необходимо оценивать поток ЭНА-Н с учетом реальных параметров среды. Впервые расчеты эффективности перезарядки были сделаны в работах [1, 2], однако недавнее открытие протонных сияний требует дальнейшего исследования процессов проникновения протонов в верхние слои атмосферы Марса.

В данной работе представлены кинетические расчеты эффективности перезарядки протонов солнечного ветра с атомами водорода в протяженной водородной короне Марса. Получены оценки потока энергии и энергетический спектр атомов водорода на границе индуцированной магнитосферы для разных состояний короны и солнечного ветра. Использование представленных результатов расчетов совместно с разработанной ранее кинетической моделью [20, 21] высыпания протонов и атомов водорода в планетную атмосферу позволят проследить все этапы проникновения протонов невозмущенного солнечного ветра в плотные слои атмосферы и оценить наблюдаемые характеристики протонных сияний на Марсе [4, 22].

2. КРАТКОЕ ОПИСАНИЕ КИНЕТИЧЕСКОЙ МОНТЕ-КАРЛО МОДЕЛИ

Протоны p_f невозмущенного солнечного ветра теряют свою кинетическую энергию в следующих столкновениях с тепловыми атомами водорода H_c в протяженной короне Марса:

Различные каналы соответствуют (a) передаче импульса и энергии при упругих и неупругих столкновениях, (b) ионизации молекул/атомов атмосферы и (c) столкновениям с переносом заряда и захватом электронов. Вторичные быстрые атомы H_f' и протоны p_f′ несут достаточную кинетическую энергию для повторного участия в перечисленных выше каналах столкновений.

Чтобы изучить высыпание потока частиц p/H с высокими энергиями в атмосферу, необходимо решить кинетические уравнения Больцмана [16, 21] с учетом столкновительных членов и источников частиц на верхней границе исследуемой области атмосферы

Уравнение (1) записывается в стандартном виде для функций распределения по скоростям ${{f}_{{{{{\text{p}}}_{{\text{f}}}}/{{{\text{H}}}_{{\text{f}}}}}}}({\mathbf{r}},{\mathbf{v}})$ для атомов водорода и протонов и ${{f}_{{{{{\text{H}}}_{{\text{c}}}}}}}({\mathbf{r}},{\mathbf{v}})$ для тепловых атомов водорода в короне Марса. Источник ${{Q}_{{{{{\text{p}}}_{{\text{f}}}}/{{{\text{H}}}_{{\text{f}}}}}}}$ описывает скорость образования вторичных частиц p/H, а упругие и неупругие столкновительные члены J_mt для p/H описывают передачу энергии и импульса тепловым атомам водорода в короне Марса, которые характеризуются локальной максвелловской функцией распределения по скорости. Модификация кинетической Монте-Карло модели [16, 20, 21] используется для решения кинетического уравнения (1) в протяженной водородной короне Марса. В модели применяется 1D-подход для конфигурационного пространства и 3D-подход для пространства скоростей. Следует отметить, что ключевым аспектом этой модели является вероятностная обработка распределения углов рассеяния, которое влияет как на скорость потери энергии потоком, так и на угловое перераспределение высыпающихся протонов [23]. Данный подход в существенной степени отличается от ранее использованных моделей [1, 2, 14, 15], в которых использованы детерминированные распределения углов рассеяния.

Для учета влияния атомов водорода в протяженной короне Марса, распространяющейся до высот в несколько марсианских радиусов, в используемый набор упругих, неупругих, ионизационных столкновений и столкновений с переносом заряда были включены процессы взаимодействия частиц p/H с высокими энергиями с тепловой фракцией атомарного водорода в верхней атмосфере Марса. Для этого были использованы лабораторные и расчетные данные о сечениях рассеяния и функциях распределения угла рассеяния при столкновениях частиц p/H с высокими энергиями с тепловыми атомами водорода. Сечения для упругого и неупругого рассеяния протонов в столкновениях с тепловыми атомами водорода были взяты из работ [24, 25]. Сечения для ионизации и перезарядки протонов в столкновениях с тепловыми атомами водорода были взяты из работы [26]. Сечения упругого рассеяния для столкновений быстрых атомов водорода с тепловыми атомами водорода также были адаптированы из работ [24, 25] и отрыва электрона (stripping) и ионизации из работы [27] соответственно. Сечения упругого рассеяния в работах [24, 25] рассчитывались лишь до энергии Е = 100 эВ. Соответственно для более высоких энергий протонов и атомов водорода использовалась экстраполяция сечений упругого рассеяния, имеющая следующий вид: ${{\sigma }_{{{{{\text{p}}}_{{\text{f}}}}{\text{/}}{{{\text{H}}}_{{\text{f}}}}{\text{,}}{{{\text{H}}}_{{\text{c}}}}}}}$(E > 100 эВ) = ${{\sigma }_{{{{{\text{p}}}_{{\text{f}}}}{\text{/}}{{{\text{H}}}_{{\text{f}}}}{\text{,}}{{{\text{H}}}_{{\text{c}}}}}}}$(E = = 100 эВ) × 100 эВ/E [эВ].

Исследуемая область атмосферы ограничена нижней границей, расположенной на высоте 80 км, где частицы p/H эффективно термализуются. Верхняя граница установлена на высоте 1400 км, где измерения потока и спектра высыпающихся протонов из невозмущенного солнечного ветра были выполнены прибором M-AVEN/SWIA [9]. Положение головной ударной волны и границы индуцированной магнитосферы определяется параметрами натекающего солнечного ветра и короны [14, 28, 29] и, как следует из наблюдений [30, 31], варьируется в пределах ~1000–2000 км для ударной волны и ~650–1050 км для ГИМ. Подробное описание всех численных аспектов модели, использованных в этом исследовании, было дано в недавних работах [16, 20, 21]. Профили температуры и плотности основных компонентов атмосферы (CO₂, CO и O) взяты из модели [32] для низкого уровня солнечной активности. Распределение атомов водорода в протяженной короне Марса задавалось при помощи модели Чемберлена для планетной экзосферы [33], параметры для которой были выбраны следующими: высота экзобазы h_exo = 200 км, температура и плотность атомарного водорода на высоте экзосферы задавались равными T(h_exo) = = 179 K и n_H(h_exo) = 1.48 × 10⁶ см^–3 соответственно [12]. Модельное распределение атомарного водорода и высотные профили плотности основных компонентов термосферы СО₂ и О показаны на рис. 1.

3. РЕЗУЛЬТАТЫ РАСЧЕТОВ

Для исследования эффективности перезарядки протонов солнечного ветра с тепловыми атомами водорода в протяженной короне Марса, а также определения степени зависимости результатов от ряда параметров задачи были проведены три серии расчетов.

• В Модели А использовался стандартный набор сечений для столкновений протонов и атомов водорода с высокими энергиями с тепловыми атомами водорода.

• В Модели Б величина упругого сечения была уменьшена на фактор 5. Дело в том, что эффективность перезарядки в существенной степени зависит от сечений упругого рассеяния в столкновениях ЭНА-Н с тепловыми атомами водорода, поэтому принятая в модели величина сечения является критическим параметром. К сожалению, в литературе доступны лишь некоторые данные теоретических расчетов сечений упругого рассеяния в столкновениях Н – Н, причем лишь до малых энергий [24, 25]. В работе [24] было показано, что величина упругого сечения ${{\sigma }_{{{{{\text{p}}}_{{\text{f}}}}{\text{/}}{{{\text{H}}}_{{\text{f}}}}{\text{,}}{{{\text{H}}}_{{\text{c}}}}}}}$ при энергии 100 эВ в 5 раз ниже стандартной. Таким образом расчеты Модели Б позволяют оценить пределы вариаций эффективности перезарядки с учетом существующей неопределенности сечений.

• В Модели В для столкновений атомов водорода с высокими энергиями с тепловыми атомами водорода учитывался лишь канал отрыва электрона (stripping), а остальные – упругие, неупругие и ионизационные, – столкновения не рассматривались. Использование Модели В позволяет оценить относительную роль разных каналов потери (стока) ЭНА-Н, образующихся при перезарядке протонов с тепловыми атомами водорода.

В качестве граничного условия на высоте 1400 км принимался энергетический спектр потока протонов от невозмущенного солнечного ветра, измеренный на орбите 27 февраля 2015 г. [9]. Важным параметром используемой модели является положение границы индуцированной магнитосферы. Протоны не могут пересекать ГИМ, поэтому в модели их поток принимался равным нулю во всей счетной области, расположенной ниже ГИМ. В проведенных сериях расчетов (в каждой из трех моделей) граница индуцированной магнитосферы размещалась на высотах 820, 920 и 1020 км.

Результаты расчетов представлены на рис. 2 и 3. На верхних панелях рис. 2а, б, в показаны высотные профили нисходящего потока энергии ЭНА-Н, проникающего в верхнюю атмосферу через границу индуцированной магнитосферы Марса для Моделей А, Б и В соответственно. На нижних панелях рис. 2а, б, в приведены высотные профили эффективности перезарядки в столкновениях p-H, определяемой как соотношение локального нисходящего потока энергии ЭНА-Н к потоку энергии высыпающихся протонов солнечного ветра, рассчитанного на верхней границе h = 1400 км и показанного прерывистой вертикальной прямой на верхних панелях рис. 2 для Моделей А, Б и В. На всех панелях красным штрих-пунктиром, черной сплошной и синей штриховой линиями показаны варианты расчетов для различных положений ГИМ, соответствующих значениям 820, 920 и 1020 км.

Из представленных расчетов видно, что значение эффективности перезарядки для Модели А изменяется в интервале 2.5–4% в зависимости от положения границы индуцированной магнитосферы Марса. Полученные значения согласуются с результатами расчетов при помощи гибридных моделей воздействия солнечного ветра на верхнюю атмосферу Марса [1, 2, 14, 15]. Расчеты для Моделей Б и В показали, что величина эффективности перезарядки слабо зависит от значений сечения упругого рассеяния, но существенно возрастает в случае, когда не учитываются процессы упругих, неупругих и ионизационных столкновений для образовавшихся в короне ЭНА-Н. Другими словами, в кинетической модели воздействия протонов солнечного ветра на водородную корону Марса необходимо учитывать весь спектр возможных столкновений.

На рис. 3 показаны энергетические спектры нисходящего потока атомов водорода, проникающих в атмосферу через границу индуцированной магнитосферы Марса, для Модели А на высотах 820 км (верхняя панель), 920 км (средняя панель) и 1020 км (нижняя панель) соответственно. Штриховая лиия малинового цвета показывает энергетический спектр протонов невозмущенного солнечного ветра [9]. Видно, что спектр проникающих в атмосферу атомов водорода полностью соответствует спектру высыпающихся на верхней границе модели протонов солнечного ветра. Данный результат является одним из основных отличий от результатов расчетов других авторов (см., например, [1, 2, 14, 15]), в которых энергетические спектры нисходящего потока ЭНА-Н отличаются от исходного спектра протонов невозмущенного солнечного ветра. Как было показано в наших предыдущих исследованиях [20, 21], энергетический спектр протонов, образовавшихся глубоко в атмосфере Марса за счет процессов отрыва электрона у проникающих через границу индуцированной магнитосферы ЭНА-Н, может иметь форму, близкую к спектру воздействующих на корону протонов солнечного ветра. Эти расчеты находятся в полном соответствии с измерениями прибора MAVEN/SWIA [9], показавших, что наибольшая плотность проникающих протонов со скоростью, близкой к скорости солнечного ветра, наблюдалась КА MAVEN в периапсисе орбиты (~160 км) в дневной термосфере.

4. ВЫВОДЫ

В работе приведены результаты кинетических расчетов эффективности перезарядки в протяженной водородной короне Марса. Установлено, что значение эффективности перезарядки изменяется в интервале 2–4% в зависимости от положения границы индуцированной магнитосферы Марса. Энергетический спектр проникающих в атмосферу Марса атомов водорода идентичен спектру невозмущенных протонов солнечного ветра.

Полученные в расчетах потоки и энергетические спектры проникающих через границу индуцированной магнитосферы атомов водорода с высокими энергиями являются внешним граничным условием для разработанной ранее кинетической Монте-Карло модели высыпания протонов и атомов водорода в атмосферу Марса [20, 21]. Данная сопряженная численная модель предназначена для исследования авроральных явлений на Марсе и, в частности, будет использована для детальных расчетов характеристик свечения атомарного водорода в линии Lyα [34] и для сравнения с наблюдениями недавно открытого протонного сияния [4, 6] на Марсе.

Созданный комплекс кинетических моделей для исследования процессов высыпания протонов и атомов водорода в планетную атмосферу позволяет приступить к детальным расчетам и анализу авроральных явлений в верхней атмосфере Марса. Однако следует отметить, что ряд важных физических факторов все еще учитывается в модели параметрически. Это определяет необходимость дальнейшей модернизации модели. В качестве очевидных путей развития представленной кинетической модели следует рассмотреть возможность комбинированного с МГД моделью расчета, когда положения головной ударной волны и границы индуцированной магнитосферы определяются самосогласованно. Кроме того, необходимо учесть эмпирически установленный факт, что распределение водорода в короне Марса наилучшим образом описывается в модели с двумя компонентами, представляющими тепловую и горячую фракции атомов водорода [12]. Очевидно, что учет наличия горячей фракции может иметь большое значение для расчета эффективности перезарядки.