火星表面环境分析

赵志萍，赵阳东

(上海宇航系统工程研究所飞行器总体部，上海201109)

从1958年美国和前苏联启动探月计划开始，世界发达国家和航天技术大国都先后开展了多种类型的深空探测活动，成为人类了解地球、太阳系和宇宙的一个重要手段。随着航天科技和空间科学的发展，人类考察、勘探和定居太阳系其他星体的梦想正在逐步成为现实。深空探测的目的通常包括观测、勘探和深入研究三个不同的阶段。通过深空探测，可以帮助人类了解太阳系及宇宙的起源、演变和现状，研究地球环境的形成和演变，认识空间现象和地球自然系统之间的关系。深空探测形成的成果，可以成为人类认识自然、利用自然、发展自然的重要手段。火星被公认为是太阳系中和地球最为相像的卫星，1960年10月10号前苏联闪电号火星探测器载着人类探测火星的梦想点火起飞，虽然未能进入地球轨道就以失败告终，但却掀起了人类探测火星的大幕。无论从当前还是长远来看，对火星的探测和对火星资源的开发利用都具有十分重要的战略意义和科学经济价值。

1 火星磁场

火星上稀薄大气中的中性成分在太阳极紫外辐射或高能沉降电子的作用下产生电离，便形成了电离层。观测表明，火星全球性的固有磁场很小(约小于5 nT)［1］。因此，在高速太阳风等离子体中，火星就像一个导电的球体，导电的电离层处在运动着的太阳风磁场中，电离层内产生电流，电流又形成感应磁场，这个磁场使得太阳风等离子体和行星际磁场无法进入火星表面附近几百公里的范围内。太阳风遇到障碍后，减速并产生方向偏转，在行星的上游形成一个弓激波，在激波与电离层之间形成一个区域，即磁鞘，如图1所示。由于火星全球性固有磁场很小，因此火星和太阳风的相互作用过程与地球和太阳风相互作用有很大的不同。火星与太阳风相互作用形成感应磁层无论是从尺度或结构上都与地球磁层有着根本性的区别。和地球一样，火星附近的磁场分布对火星附近的粒子分布起着关键的作用。因此，研究火星磁场对于火星探测具有重要的意义。

图1 火星磁场示意图

2 空间辐射环境

在火星环境的危害中，最严重的是辐射危害。航天员在飞往火星的旅途中可能遇到两种辐射:一种是银河宇宙辐射;另一种是太阳粒子辐射。此外如果火星飞船使用的是核动力火箭，这就成为第三种辐射源。银河宇宙辐射来源于银河系，是一种高能带电粒子流。粒子的能量可以高达1 020 eV，平均粒子通量为2.5 Particles/(cm2·s)。银河宇宙辐射的粒子由于能量高，具有很强的贯穿能力，因此比较难防护。这种粒子的主要成分是质子(约占85%)、α粒子(约占13%)以及原子序数大于2的元素的原子核(约占2%)［2］。在原子序数大于2的原子核中，有一类称为高能重粒子，不仅原子序数大，而且能量极高，在银河宇宙线中危害最大。它不仅能穿透载人飞船座舱的舱壁，而且击中人体后能引起组织器官的严重损伤。当太阳表面出现大耀斑时，常伴有大量高能带电粒子发射出来，这种现象称为太阳质子事件。由于太阳质子事件的辐射能量很高，对航天员有很大的危险性，因此是载人火星探测的重要危害因素之一。太阳质子事件发射的带电粒子绝大多数是质子，其次是α粒子，原子序数大于3的粒子很少。有些太阳质子事件中观测到碳、氮和氧的重核，数量仅为α粒子的1/6。另外还可以观测到原子序数为22～30的超重核，不过数量更少。在太阳活动高的年份，发生太阳质子事件的可能性较大。因此根据太阳活动周期，可对太阳质子事件作一定程度的预测。

太阳系中的高能电离辐射环境主要包括3个方面:辐射带、银河宇宙射线和太阳高能粒子。长时间电离辐射环境防护是未来火星探测的重要任务。欧洲航天局在火星高能辐射环境模型项目的背景下，建立了两种模型用来预测火星高能辐射环境为以后的火星探测任务参考。火星高能粒子辐射环境模型，MEREM，就是为了模拟火星的辐射环境而发展起来的。EMEREM(The Engineering Martian Energetic Radiation Environment Model)和dMEREM(detailed MartianEnergetic Radiation Environment Model)模型分别是简化和细化的火星环境模型，它们是在Geant4和FLUKA辐射传递函数的基础上，结合火星大气的气候环境模型而建立的。MOLA(火星探测激光测高器)数据和γ射线分光仪数据分别被用来定义火星表面的布局和表面构图。dMEREM模型运用了和MarsREC和PLANETOCOSMICS相似的蒙特卡罗辐射分析原理。dMEREM模型可以建立逼真的火星环境模型，但计算速度比较慢。eMEREM运用了被QARM［3］所证实的模型建立方法，通过前处理器计算高能单粒子和阿尔法粒子在火星表面的屏蔽效应。

卫星遥感探测显示火星南半球是古老的玄武岩高地，而北半球是新生的安山岩腹地。腹地形成的原因主要是陨石轰击、火山爆发或者北半球曾经是海洋［4］。科学家预计，火星上的氢元素是以冰态水形式存在于火星地表下的冻土中。同时根据火星卫星测控，在火星北极越到极地氢元素的含量越高，因此推断火星北极区域可能含有大量的冰冻水。有关氢元素含量情况的跟踪分析表明，火星北极纬度55°到极地的区域含有氢化物。在火星赤道附近也发现了低浓度的氢化物，预计赤道附近的冰冻水将占整个火星冰冻水的2%～10%。此外，火星可能还有两处较大的冰冻水源，一处火星上的沙漠地带，另一处是在火星地表之下。

根据dMEREM模型，选取坐标为纬度为0°，经度也为0°，估算到此位置的土壤组成(质量分数)为 5.3%的水，17.9%Fe2O3，44.6%SiO2，土壤密度为1.83 g/cm3。图2显示了此位置辐照环境 粒子的组成及通量［5］。

图2 给定位置的全辐照粒子通量图

根据dMEREM模型估算出太阳活动最小和最大时的火星表面质子和α粒子的剂量当量，但太阳活动最小时模型的估计量比现实的大约2.2倍。De Angelis也利用它们的模型估算了火星表面的剂量［5］，太阳活动最大时为33.4 Sv/h，太阳活动最小时为13.6 Sv/h。两个模型的估算结果很相似，得到了相互印证。dMEREM模型数据没有考虑到GCR粒子的贡献，只是单单的运用α粒子代替，因而只能反应一部分能量。

3 火星气候环境

法国研究中心和英国牛津大学在欧洲航天局的支持下，建成了火星气候环境数据库(MCDMars Climate Database)，数据库采自全仿真的试验特征函数，可以为火星探测任务提供气候环境的数据。和先前火星探测器采集的数据相比，MCD拥有逼真的仿真数据，是火星科学研究必不可少的工具。

MCD主要的参数有气候温度、带状风速(纬度方向)、子午风速(经度方向)、大气密度、湍流动能、表面压强、表面发射率以及二氧化碳冰覆盖率等。数据库为了方便统计将火星一年分为12个季节，将火星表面划分为许多小格。

在火星探测器海盗号任务期间，两个登陆器登陆火星北半球，收集了许多火星气候的资料。图3(下线为海盗一号，上线为海盗二号，突然跳跃的压强由于尘暴使之在280°时停止)为海盗1号和2号在登陆火星后一个火星年内所收集的火星平均表面压强［6］。海盗一号登陆坐标为北纬22°西经48°，海盗二号的登陆地点为北纬48°西经22.6°。表面压强季节周期变化很大程度上是因为CO2的凝结和升华造成的，尽管也有动力学的成分［7］，但高频振动是由于气体穿过登陆器而引起的［8－10］。图4(下线为海盗一号，上线为海盗二号)是火星气候数据库(MCD)根据气候的主要影响因素模拟海盗号的一个火星年内平均的火星表面压强图，预测的差异是由于MCD中气候环境规律是一成不变的，没有按照随机的现实环境进行预估。但整体而言火星气候环境数据库的模拟效果良好，对登陆火星有一定的参考价值。

图3 火星表面一个火星年压强图

图4 火星气候数据库模拟的一年内观测到的火星表面压强图

对于火星表面温度的观测一方面是来自火星卫星的直接测量，另一方面则是来自地球卫星的遥测。图5和图6(实线为实测数据，虚线为模拟数据)为海盗号登录后测量的火星表面温度［11］和MCD模拟的海盗号登陆后的温度数据。海盗一号登陆坐标为北纬22°西经48°，海盗二号的登陆地点为北纬48°西经22.6°。

图5 海盗一号实测和MCD模拟的温度数据图

图6 海盗二号实测和MCD模拟的温度数据图

通过海盗一号和二号实际采集的火星表面压强和温度数据可以实际指导火星探测计划的方案，但由于火星探测器的数量以及采集数据的有限性，使得火星环境不能非常详细、全面的被人类认识和利用。火星气候环境数据库则利用现有数据的收录及数据的相似仿真技术为人类提供了火星气候环境的全面可信的数据，对人类探索火星提供了足够的环境支持。

4 结语

火星探测是我国未来载人深空探测的一个主要任务，因此必须对火星气候环境进行先期研究。本文就火星的磁场环境、空间辐射环境以及火星表面的温度和压强做了分析，总结阐明了国际火星环境探测的最新仿真模拟方法及一些仿真和测试数据。未来我国的火星环境研究可以充分借鉴国外的先进方法和经验，建立我国自主的火星环境数据库，为载人火星探测奠定基础。

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