Межзвёздные облака и аномальная ионизация атмосферы и

ГЕО / GEO_35
31_ВККЛ, Москва, МГУ, 2010
Межзвёздные облака и аномальная ионизация
атмосферы и грунта Марса космическими лучами
Г.И. Васильев1), В.М. Остряков2), А.К. Павлов1)
1) ФТИ им. А.Ф. Иоффе РАН, Санкт-Петербург
2) Санкт-Петербургский государственный Политехнический университет;
Valery.Ostryakov@pop.ioffe.rssi.ru
Аннотация
С использованием стандартного кода GEANT4 в работе рассчитана скорость ионизации атмосферы Марса и
поглощённая доза в грунте планеты, вызванная галактическими космическими лучами и аномальной
компонентой космических лучей в гелиосфере. Рассмотрены случаи прохождения Солнечной системой
плотных молекулярных облаков, что приводит к возрастанию потоков энергичных частиц на орбите Марса,
а также случаи изменения толщи самой атмосферы.
1). В работе [1] было впервые рассмотрено влияние на атмосферу Земли прохождений Солнечной
системы через плотные облака межзвёздного газа. Во время движения в таком облаке происходит сжатие
гелиосферы, что приводит к сильному увеличению потока космических лучей (КЛ), бомбардирующих
атмосферы планет. Увеличение потока галактических космических лучей (ГКЛ) связано с ослаблением
"выметания" ГКЛ с энергиями E<1 ГэВ из-за взаимодействия с магнитными полями солнечного ветра,
который заполняет гелиосферу. Другим важным эффектом является резкое увеличение (на порядки
величин) потока, так называемой, аномальной компоненты космических лучей (АКЛ), состоящей из
однократно ионизованных ионов H, He, C, N, O, Ne, Mg, Si и, возможно, Fe с максимальной энергией
порядка E=200-300 МэВ/нуклон [2]. Ускорение этой популяции частиц происходит на ударной волне,
образующейся при взаимодействии солнечного ветра и межзвёздного газа. Источником АКЛ являются
нейтральные межзвёздные атомы, которые свободно проникают внутрь гелиосферы, но после ионизации
солнечным УФ излучением увлекаются потоком солнечного ветра и впоследствии ускоряются на фронте
ударной волны [2]. Таким образом, можно предположить, что интенсивность АКЛ вблизи ударной волны
пропорциональна скорости инжекции частиц в режим ускорения, т.е. пропорциональна плотности
межзвёздного газа на границе гелиосферы. Поток АКЛ во внутренних областях Солнечной системы
эффективно "выметается" солнечным ветром, так как энергии этих частиц сравнительно невелики.
Последнее обстоятельство делает глубину солнечной модуляции этих частиц более ярко выраженной,
нежели ГКЛ. Положение границы гелиосферы и ударной волны определяется балансом динамических
давлений межзвёздного газа и солнечного ветра. В современных условиях плотность локальной
межзвёздной среды довольно низка, nH=0.1-0.3 см-3, и ударная волна оказывается удалённой от Солнца на
расстояние ~100 а.е. Поэтому поток АКЛ на орбитах Земли и Марса в настоящее время сильно подавлен
модуляционным влиянием солнечного ветра. При прохождении же Солнечной системы через плотные
облака межзвёздного газа интенсивность АКЛ во внутренней её части может возрастать на несколько
порядков величины как за счёт увеличения интенсивности "источника" частиц АКЛ, так и за счёт сжатия
гелиосферы [1]. Рост потоков ГКЛ и АКЛ приводит, в свою очередь, к увеличению скорости
ионообразования в атмосферах планет и, как следствие, к высокой скорости образования химически
активных атомов и молекул в процессе рекомбинации ионов. В работе [1] нами было рассмотрено влияние
на озоновый слой Земли прохождений Солнечной системы через гигантские молекулярные облака. Было
показано, что образование большого количества молекул NOx в атмосфере приводит к уменьшению
толщины озонового слоя на 40-80 % за счёт каталитических реакций с их участием. В настоящей работе мы
проанализируем аналогичное воздействие интенсивного потока КЛ на ионизацию атмосферы и
"стерилизацию" поверхностного слоя марсианского грунта при прохождении Солнечной системой плотных
облаков межзвёздного газа.
2). Атмосфера Марса бомбардируется космическими лучами гораздо более эффективно по
сравнению с земной из-за отсутствия собственного магнитного поля планеты. Кроме того, толщина его
атмосферы составляет в среднем ~16 г/см2 (на Земле это ~1040 г/см2), поэтому большая часть энергичных
КЛ достигает поверхности планеты и производит значительную ионизацию также и в поверхностном слое
марсианского грунта [3]. Это может стать решающим фактором, влияющим на выживаемость различных
бактерий в этой среде, т.к. поглощаемая доза энергии в грунте оказывается довольно значительной (см.
ниже).
1
Для расчёта скорости ионизации атмосферы и грунта Марса нами использовалась стандартная
программа GEANT4, разработанная в Церне (http://wwwasd.web.cern.ch/wwwasd/geant4/geant4.html), которая
основана на методе Монте-Карло. Она учитывает распространение первичного и всех видов вторичных
излучений в составных средах. В настоящее время код GEANT4 является наиболее полным современным
кодом, позволяющим рассчитывать ионизацию любой среды при прохождении через неё, например,
энергичных частиц КЛ.
Атмосфера Марса состоит в основном из СО2 с небольшой примесью азота и аргона. Атмосферное
давление испытывает сильные сезонные вариации (до 30 %) в результате вымораживания СО2 и образования
зимних полярных шапок из льда СО2 в полярных и умеренных широтах. Ещё более значительные колебания
массы атмосферы происходят на временной шкале в сотни тысяч и миллионы лет. Они связаны с
вариациями наклона оси вращения планеты, позиции перигелия и эксцентриситета орбиты вследствие
гравитационных возмущений других планет. Основной период таких колебаний составляет ~120000 лет с
модуляцией амплитуды на шкале порядка миллиона лет [4]. Амплитуда колебаний наклона оси вращения
для Марса из-за отсутствия массивного спутника на порядок превышает амплитуду колебаний оси вращения
Земли. Поэтому при современном его значении 25º угол наклона мог изменяться в диапазоне [0º, 40º] за
последний миллиард лет [5-7]. При значениях наклона <15º из-за продолжительных периодов низких
температур в полярных районах формируются массивные постоянные ледники из СО2, следовательно, масса
самой атмосферы может уменьшаться в несколько раз. Такие периоды "тонкой" атмосферы имели
длительность 5000-10000 лет и повторялись в соответствии с основным периодом колебаний оси вращения
планеты [7]. Они могли играть существенную роль с точки зрения "стерилизации" поверхностного слоя, так
как при небольшой толще атмосферы частицы КЛ даже с относительно малыми энергиями могут сразу
достигать поверхности планеты [3].
3). В настоящей работе расчёты ионизации атмосферы и поглощённых доз облучения в грунте
проводились как для современной атмосферы Марса, так и для периодов "тонкой" атмосферы (в пределе при
полном её отсутствии). Плотность однородно перемешанного грунта при этом предполагалась равной 2
г/см3, а состав соответствовал среднему составу марсианского грунта с O, Si, Fe и др. элементами в качестве
основных его компонентов [8]. На Рис.1 приведены результаты расчётов доз радиационного облучения в
поверхностном слое марсианской почвы от немодулированного потока ГКЛ [9] для случаев современной
атмосферы Марса и при её полном отсутствии. Для современной атмосферы (~16 г/см2) результаты
отличаются не более, чем в несколько раз от результатов, полученных ранее в работах [3, 10, 11] для
спектров ГКЛ в минимуме и максимуме солнечной активности. Это связано с тем, что основное увеличение
потока немодулированных ГКЛ по сравнению с современным (промодулированным) потоком на орбите
Марса обязано диапазону относительно невысоких энергий. Атмосфера Марса эффективно поглощает
частицы таких энергий. В результате, облучение непосредственно самой поверхности Марса мало
отличается для обоих спектров ГКЛ как в случае современной атмосферы, так и без неё. С другой стороны,
большой поток АКЛ при столкновении с межзвёздными облаками с плотностью, к примеру, ~100 см-3
производит дозы облучения, в 10-100 раз большие по сравнению с современными для поверхностного слоя
~10-15 см, Рис. 1. Поскольку максимальные энергии частиц АКЛ составляют 200-300 МэВ/нуклон, то
область эффективного их влияния ограничена толщиной грунта ~50 г/см2. Более детальное сравнение с
данными, например, [11] затруднительно, т.к. в упомянутой работе использовалась слоистая модель грунта,
плотность которого лежала в пределах 1-3 г/см2. Результаты по скорости ионизации атмосферы
немодулированным потоком ГКЛ и АКЛ при столкновении с облаком плотностью nH~100cм-3 приведены на
Рис. 2. Во всех расчётах состав КЛ предполагался состоящим из протонов с 10 % -ной (по числу частиц)
примесью Не. Таким образом, если немодулированный поток ГКЛ не создаёт существенной
дополнительной ионизации, то поток АКЛ может давать очень высокие скорости ионизации, доходящие до
1000 пар ионов/(см3с) в нижних слоях атмосферы Марса с максимумом на высоте ~20 км.
4). Плотные протяжённые облака межзвёздного газа широко распространены в нашей Галактике. По
современным представлениям до 40 % общей массы межзвёздной среды сосредоточено именно в них, где
плотность может достигать 100-1000 см-3 и более. За время своего существования Солнечная система более
100 раз проходила через такие облака размером в десятки парсек и плотностью газа в них nH≥100 cм-3 [12]. В
последние десятилетия были обнаружены и более компактные образования с размерами от 100 а.е. до
нескольких тысяч а.е. и плотностью более 103 см-3. Такие структуры широко распространены даже в
областях с относительно низкой плотностью, nH≥1-10 cм-3 [13, 14]. Таким образом, столкновения Солнечной
cистемы с плотными облаками, которые приводят к сильному возрастанию потоков КЛ на орбите Марса,
являются частым явлением. С точки зрения опасного воздействия КЛ на гипотетические марсианские
микроорганизмы в поверхностном слое почвы наибольшую угрозу представляют прохождения Солнечной
системой гигантских молекулярных облаков. Время пересечения облака составляет несколько сотен тысяч
лет, поэтому на протяжении такого события атмосфера Марса должна была несколько раз проходить через
состояние "тонкой" атмосферы. В этом случае поверхность Марса с большой вероятностью должна была
подвергнуться облучению интенсивным потоком АКЛ. Комбинация этих двух факторов (интенсивный
поток АКЛ и малая толщина атмосферы) приводит к накоплению очень больших доз облучения ~105 Гр
(Дж/кг) за несколько тысяч лет. Такая доза является смертельной даже для наиболее радиорезистентных
земных бактерий (Deinococcus radiodurance и др.), поэтому первые 10-20 см грунта, по-видимому, будут
2
полностью стерилизованы вследствие такого облучения. Отметим, однако, что этот вывод касается только
тех микроорганизмов или их спор, у которых постоянно отсутствует метаболизм в этот период, так как
достаточно очень коротких периодов активного метаболизма (например, нескольких дней за 1000 лет),
чтобы радиорезистентные бактерии могли восстановить свою популяцию. На глубине более 25 см
интенсивное облучение потоком АКЛ практически не сказывается на выживаемости микроорганизмов.
Рис.1. Энерговыделение в грунте Марса от АКЛ и от немодулированного спектра ГКЛ при современной
атмосфере Марса (16 г/см2) и при её отсутствии (0 г/см2).
Рис.2. Ионизация атмосферы Марса АКЛ и немодулированным спектром ГКЛ при современной атмосфере
Марса (16 г/см2) и в случае толстой атмосферы (150 г/см2).
3
5). Интенсивный поток КЛ в период прохождения облаков производит также сильную ионизацию
нижних слоёв атмосферы Марса. Поскольку атмосфера Марса на 95% состоит из СО2, то при
диссоциативной рекомбинации ионов СО2 будет образовываться дополнительное количество (наряду с
образующимися от фотолиза СО2 солнечным ультрафиолетом) атомарного кислорода и СО. Поэтому в
нижней атмосфере с большой вероятностью будут производиться такие сильные окислители как О3 и Н2О2.
Количественная оценка их суммарной концентрации требует детальных расчётов в рамках фотохимической
модели атмосферы, которые планируется провести в последующих работах. Однако в любом случае
повышение их концентрации в нижней атмосфере приведёт к дополнительному стерилизующему
воздействию в поверхностном слое марсианского грунта.
Таким образом, наши расчёты показывают, что прохождение Солнечной системой плотных облаков
межзвёздного газа, прежде всего гигантских молекулярных облаков, оказывает сильное стерилизующее
воздействие на верхний слой марсианского грунта до глубины 10-20 см за счёт повышения интенсивности
космических лучей. Однако этот эффект не затрагивает более глубокие слои грунта и не является
критическим фактором для существования микроорганизмов, подобных земным, на любой глубине, если
они периодически находятся в активном состоянии.
Работа поддержана грантом РФФИ-CRDF ИК_а № 09-02-92501.
Список литературы
[1]. Pavlov A.A., Pavlov A.K., Mills M.J. et al. Catastrophic ozone loss during passage of the Solar system through
an interstellar cloud // Geophys. Res. Lett. 2005. V. 32. L01815, doi:10.1029/2004GL021601.
[2]. Klecker B., Mewaldt R.A., Bieber J.W. et al. Anomalous cosmic rays // Space Sci. Rev. 1998. V. 83, P. 259–308.
[3]. Pavlov A.K., Blinov A.V., Konstantinov A.N. Sterilization of Martian surface by cosmic radiation // Planet. Space
Sci. 2002. V. 50. P. 669–673, doi:10.1016/S0032-0633(01)00113-1.
[4]. Ward W.R. Present obliquity oscillations of Mars: fourth-order accuracy in orbital eccentricity and inclination //
J. Geophys. Res. 1979. V. 84(1). P. 237–241.
[5]. Laskar J., Robutel P. The chaotic obliquity of the planets // Nature. 1993. V. 361. P. 608–612.
[6]. Laskar J., Levrard B., Mustard J.F. Orbital forcing of the Martian polar layered deposits // Nature. 2002. V.
419. P. 375–377.
[7]. Armstrong J.C., Leovy C.B., Quinn T. A 1 Gyr climate model for Mars: new orbital statistics and the importance
of seasonally resolved polar processes // Icarus. 2004. V. 171. P. 255–271.
[8]. Lodders K., Fegley B. An oxygen isotope model for the composition of Mars // Icarus. 1997. V. 126(2). P. 373–
394.
[9]. Moskalenko I.V., Strong A.W., Ormes J.F., Potgieter M.S. Secondary antiprotons and propagation of cosmic
rays in the galaxy and heliosphere // Astrophys. J. 2002. V. 565. P. 280–296.
[10]. Mileikowsky C., Cucinotta F.A., Wilson J.W. et al. Natural transfer of viable microbes in space: 1. From Mars
to Earth and Earth to Mars // Icarus. 2000. V. 145(2). P. 391–427.
[11]. Dartnell L. R., Desorgher L., Ward J. M., Coates A. J. Modelling the surface and subsurface Martian radiation
environment: Implications for astrobiology // Geophys. Res. Lett. 2007. V. 34. L02207,
doi:10.1029/2006GL027494.
[12]. Talbot R.J., Newman M.J. Encounters between stars and dense interstellar clouds // Astrophys. J. Suppl. 1977.
V. 34. P. 295–308.
[13]. Frail D.A., Cordes J.M., Hankins T.H., Weisberg J.M. H I absorption measurements toward 15 pulsars and the
radial distribution of diffuse ionized gas in the Galaxy // Astrophys. J. 1991. V. 382. P. 168–181.
[14]. Frail D.A., Weisberg J.M., Cordes J.M., Mathers C. Probing the interstellar medium with pulsars on AU scales
// Astrophys. J. 1994. V. 436. P. 144–151.
4