Естественно, исследованием атмосфер и ком ученые занимались достаточно давно, и здесь уже существуют достаточно совершенные модели. Тем не менее по мере накопления знаний в этой области и в особенности с началом космической эры, когда у нас появилась возможность исследовать объекты Солнечной системы при помощи космических аппаратов, появилась целая группа открытых вопросов, некие новые явления и структуры именно в планетных атмосферах. Я хотел бы рассказать о такой отличительной характеристике планетных атмосфер, как горячие планетные короны. Мы знаем из учебников строение планетной атмосферы. Есть атмосфера при поверхности, средняя атмосфера и верхняя. Наиболее интересной оказалась верхняя атмосфера, которая включает термосферу, то есть ту область, где преимущественно поглощается излучение родительской звезды, и экзосферу — ту область, где плотность газа становится очень малой и где атмосфера встречается с космическим пространством.
Где-то в 1950–1960-е годы были созданы теоретические модели строения атмосферы, проводились измерения с поверхности при помощи шаров. Зачем они нужны? Если брать нашу планету Землю, они нужны для того, чтобы предсказать движение искусственных спутников Земли. Это основной потребитель, основная прикладная составляющая исследования планетных атмосфер. Когда мы начали запускать и посылать космические аппараты на другие объекты, мы тоже должны были иметь представление о структуре атмосферы, с чем встретится космический аппарат, подлетая к телу — комете, астероиду, планете. И где-то в 1960-е годы возникла достаточно совершенная теория верхних атмосфер планет. Что интересно, она исторически возникла за счет дискуссии между Джозефом Чемберленом и Юджином Паркером.
Паркер был аспирантом у Чемберлена. Чемберлен поставил перед ним задачу, а именно — построить теорию солнечного ветра. И здесь между учеными возникла дискуссия, которая продолжалась лет 20–30, что такое солнечный ветер — та плазма, которая уходит от Солнца. С математической и физической точки зрения это испарение (такой точки зрения придерживался Чемберлен) или это истечение, то есть постоянный поток? Благодаря этой дискуссии они потом несколько даже рассорились, когда оба стали очень известными учеными, но тем не менее эти два направления развивались. Джозефу Чемберлену удалось построить достаточно хорошую математическую модель строения верхней атмосферы планет. Она включала различные классы частичек, очень простые математические формулы, которые позволяли рассчитывать плотность, сколько частиц находится в атмосфере, как она светит, то есть все физические свойства.
Здесь началась космическая эра, первые запуски достаточно простых космических аппаратов к нашим ближайшим планетам — Венере и Марсу. В частности, Маринер-5 — это один из первых космических аппаратов, направленных NASA к Венере. При подлете он измерял рассеяние света в линии Лайман-альфа. Это ультрафиолетовый диапазон, от Солнца приходит достаточно большой поток. Когда у нас верхняя атмосфера закрывается, то происходит рассеяние, и можно измерить поток, а по этому потоку определить распределение атомов водорода в самой верхней атмосфере. Неожиданно оказалось, что та стройная теория, которая существовала на этот момент, совершенно не предсказывала поведение водорода. Здесь получилось, что распределение водорода должно описываться двумя температурами: есть холодная фракция и горячая, где температура в 5 раз выше. Скажем, 200 °C для Венеры для холодной и 1000 °C для горячей. И эту горячую фракцию ни одна существующая модель не предсказывала.
Далее были облеты Марса и других планет, и измерение распределения в самых верхних слоях показало, что существует две фракции, в том числе фракция горячих атомов. Мы называем их горячими атомами, потому что у них кинетическая энергия выше, чем у окружающего атмосферного газа. Для Земли это тоже было обнаружено, и где-то в 1990-х годах я участвовал в работах по созданию теоретических моделей горячих геокорон. Была поставлена задача разобраться, откуда эти частицы и почему мы их раньше не видели. Мы создали соответствующие теоретические модели, сравнивали с предсказаниями. Проблема в том, что в самых верхних слоях очень разреженный газ и измерить практически невозможно in situ, на месте, хотя там космические аппараты есть. Но были различные непрямые свидетельства существования этих частичек, хоть все же никто их не видел.
Очень интересный для атмосферы Земли был парадокс. Существуют эмпирические модели Земли, которые используются для расчета орбит спутников. Так как околоземное пространство населено большим количеством спутников, то модели должны достаточно хорошо предсказывать, чтобы мы могли оценить время жизни этих космических аппаратов. И такие эмпирические модели строились либо по измерениям масс-спектрометрией, когда напрямую измеряется плотность частиц, либо по торможению спутников — насколько это трение останавливает спутники. Был удивительный факт, что обе модели предсказывали поведение во времени одинаковое, изменение плотности, но между ними была разница 20–30%. Оказалось, что эта разница вызывается как раз фракцией горячих атомов.
В 2004 году космический аппарат «Кассини» прибыл в систему Сатурна к его спутнику Титану. Титан — удивительный спутник, единственный, у которого очень плотная атмосфера. И при первом же облете Титана прямые измерения масс-спектрометрией атмосферного состава, температуры и так далее в верхней атмосфере неожиданно показали, что тоже существует горячая фракция. В принципе это первое прямое свидетельство того, что горячая фракция существует и горячая корона — это научный факт. Ранее в теоретических моделях особо внимания на частички с избытком тепловой энергии не обращали. Полагали, что они достаточно быстро термолизуются в столкновениях с окружающим газом, их время жизни мало. Но оказалось, что это не так. И наши первые теоретические модели показали, что всегда существует вероятность того, что эта частица выживет, сохранит свою энергию. Она более энергетична, где-то на порядок, поэтому мы их называем горячими или надтепловыми частицами. Наши теоретические модели для Земли, для Марса, для Титана показали, что эта фракция выживает, поднимается вверх и образует горячую корону. В этой структуре красивой картины строения верхних атмосфер планет появился новый компонент — горячая планетная корона.
Для понимания, за счет каких процессов образуется горячая фракция, как она изменяется во времени, нужен довольно сложный математический аппарат, необходимо решать кинетическое уравнение Больцмана. Это очень сложное с точки зрения математики уравнение, и поэтому те специалисты, которые работали с моделями верхней атмосферы, пытались этого избежать, полагая, что частицы термолизуются и их нет там где-то высоко. Это оказалось не так. Почему нам удалось построить такие модели? Мы как раз умели решать уравнение Больцмана, используя метод Монте-Карло. Я позволю себе не вдаваться в детали метода Монте-Карло, потому что метод Монте-Карло — это очень широкое понятие. Это целое семейство разных математических методов, но все они основаны на моделировании стохастической природы процессов. В частности, в нашем случае мы используем версию, которая называется кинетический метод Монте-Карло. Он позволяет попросту моделировать — заменить реальную систему, состоящую из огромного количества молекул и атомов, более скромным, ограниченным числом модельных частиц числовой системы, и, используя законы сохранения, всю физику, мы можем на современных мощных компьютерах смоделировать поведение такой системы.
Кроме того факта, что горячие планетные короны — это усовершенствование нашего понимания планетных атмосфер, оказалось, что они играют очень существенную роль и в таком вопросе, как потеря атмосфер, потому что через самые верхние слои идет связь более плотных слоев атмосферы с открытым космическим пространством. Мы знаем, что атмосферы всегда теряют вещество, и весь вопрос в том, какой механизм наиболее адекватен для конкретной системы: либо испарение, либо истечение. Собственно, горячая планетная корона и есть один из элементов, который позволяет нам выбрать между этими механизмами для конкретного небесного тела.
