В спорах о наличии на Марсе значительных количеств воды поставлена жирная точка: на огромных площадях в грунте Марса присутствует водяной лед. Это открытие сделали Игорь Георгиевич Митрофанов и Максим Леонидович Литвак, разработчики российского научного прибора HEND, который работает на борту американской АМС 2001 Mars Odyssey.
    Напомним, что станция 2001 Mars Odyssey была запущена 7 апреля 2001 г., а 24 октября вышла на орбиту спутника Марса. После недолгого периода интенсивного аэродинамического торможения (26 октября – 11 января) аппарат был переведен на рабочую солнечносинхронную орбиту. Это произошло 30 января 2002 г..


    Поиск воды или льда на Марсе был одной из двух основных задач американо-российского приборного комплекса GRS, включающего одноименный гамма-спектрометр и два нейтронных детектора – американский NS и российский HEND. Первой и основной задачей было (и остается) составление карты элементного состава поверхностного слоя Марса.

Хронология-2002

1 марта – на брифинге в Лаборатории реактивного движения (Пасадена, США) по самым первым измерениям приборов «Одиссея» объявлено о наличии заметных количеств льда в грунте Марса.     4 марта – на пресс-конференции в Росавиакосмосе (Москва) И.Г.Митрофанов рассказывает о результатах работы HEND за первые 9 суток и демонстрирует первую карту распределения льда по поверхности Марса. Общее его количество оценивается в 3000 км3.     20–22 мая – в ИКИ РАН (Москва) проводится симпозиум HEND-2002, на котором российские и американские ученые подробно описывают результаты двухмесячной работы приборного комплекса GRS и входящего в его состав прибора HEND. Материалы симпозиума оперативно публикуются на сайте ИКИ.     26 мая – BBC News Online сообщает об открытии огромных залежей льда в южной полярной области Марса – запасенной там воды якобы достаточно, чтобы покрыть Марс слоем в 500 м. В связи с этим утверждается, что NASA намерено вернуться к планам пилотируемой экспедиции на Марс и осуществить ее в течение 20 лет. Это сообщение – в своих основных деталях ошибочное – подхватывается телевидением и обходит весь мир. Газета The Times заявляет, что уже на ближайшей неделе NASA анонсирует планы пилотируемой экспедиции на Марс.     28 мая – Лаборатория реактивного движения NASA сообщает, что льдом с южной «макушки» Марса можно дважды заполнить озеро Мичиган – это примерно 5000 км3. Ни про слой воды в 500 метров, ни про будущую экспедицию – ни слова.     31 мая – Science публикует статью по данным нейтронного спектрометра NS. На широтах выше 60° в грунте содержится от 35 до 100% льда, прикрытого тонким слоем песка.

Хронология-2002

    В грунте Марса содержатся радиоактивные элементы, являющиеся источниками естественного гамма-излучения. Кроме того, поверхность планеты бомбардируют космические лучи, которые поглощаются в верхнем слое толщиной 1–3 м, порождая при столкновении с веществом грунта быстрые нейтроны. Некоторым из них удается выйти из верхних 10–12 см грунта без больших потерь энергии, они остаются быстрыми. Часть нейтронов испытывает неупругое рассеяние, порождая вторичные гамма-лучи. Наконец, остальные в столкновениях с самыми легкими атомами замедляются до тепловых и эпитепловых уровней; они могут выйти через поверхность или быть захвачены атомами. Регистрируя одновременно спектры нейтронного и гамма-излучения, можно определить состав грунта. (Следует заметить, что гамма-излучение от Марса было впервые зарегистрировано 1–11 февраля 1989 г. с борта «Фобоса-2» в четырех последовательных прохождениях перицентра начальной орбиты КА. Однако спектральное разрешение советско-французского прибора было недостаточным для проведения детального анализа элементного состава.)

Основные физические процессы в грунте Марса под действием космического излучения

MARS ODYSSEY

    Алгоритм обнаружения воды с помощью HEND заключается в сравнении потоков быстрых и тепловых нейтронов от конкретной области планеты. Если первые – в дефиците, а вторые – в избытке, то с почти полной уверенностью можно сказать, что часть нейтронов замедлилась при взаимодействии с атомами водорода. А наиболее распространенное и вероятное соединение, в которое входит водород, называется H₂O.

HEND

Российский прибор HEND (High Energy Neutron Detector – Детектор энергичных нейтронов) был разработан и изготовлен в соответствии с Исполнительным соглашением между Росавиакосмосом и NASA с целью измерения потоков нейтронов и гамма-излучения в межпланетном пространстве в течение полета до Марса, измерения нейтронного и гамма-излучений от поверхности Марса на околомарсианской орбите и проведения мониторинга и картографирования нейтронного и гамма-полей Марса.     Прибор HEND был создан в 608-й лаборатории ИКИ РАН под руководством д.ф.-м.н. И.Г.Митрофанова во взаимодействии с Лунной и планетарной лабораторией Университета штата Аризона (США) – головной организацией по приборному комплексу GRS. Предложение о разработке HEND было сделано американской стороной в декабре 1997 г. и подтверждено в марте 1998 г. 18 июня директор ИКИ академик А.А.Галеев обратился к генеральному директору РКА Ю.Н.Коптеву с просьбой о поддержке проекта. Он был оперативно включен в Федеральную космическую программу России, и уже 19 августа 1998 г. между РКА и ИКИ был заключен государственный контракт №025-5452/98 на разработку и изготовление прибора, а также проведение эксперимента (шифр темы ОКР «МСП-2001»). Общая стоимость работ по теме к концу 2001 г. составила около 10 млн руб (до дефолта она оценивалась в 4 млн руб).     В создании HEND наряду с ИКИ участвовали СКБ КП ИКИ (Таруса), Институт машиноведения РАН имени А.А.Благонравова (Москва), Объединенный институт ядерных исследований (Дубна), Физико-технический институт имени А.Ф.Иоффе (С.-Петербург), ВНИИ минерального сырья имени Н.М.Федоровского (ВИМС, Москва), Специальный НИИ приборостроения Минатома (СНИИП, Москва), другие институты и организации.     19 февраля 2001 г. аппаратура была установлена на борту «Одиссея».     Детектор HEND (масса с кабелями – 3.695 кг, энергопотребление – 5.7 Вт) образуют интегрированные в одном корпусе регистрирующие элементы и электронные блоки. Для регистрации используются три детектора нейтронов SD, MD и LD на базе заполненных 3He счетчиков LND2517 с замедлителями из полиэтилена различной толщины: тонким (для нейтронов энергии 0.4 эВ – 1 кэВ), средним (0.4 эВ – 100 кэВ) и толстым (10 эВ – 1 МэВ), а также сцинтилляционный детектор нейтронов высоких энергий (0.85–15 МэВ) на основе кристалла стильбена с антисовпадательной защитой на основе сцинтиллятора на CSI. Сцинтилляционный детектор также используется для регистрации гаммаквантов (60 кэВ – 2 МэВ) и рентгеновского излучения (30 кэВ – 1 МэВ). Чувствительность прибора по массовой доле водорода – 0.1%.

HEND

    Как рассказал Игорь Георгиевич Митрофанов, в первый раз прибор HEND был включен 2 мая 2001 г., после завершения послестартовых проверок «Одиссея» на межпланетной траектории. А на орбите спутника Марса HEND включили 24 октября 2001 г. около 16:00 UTC – до завершения самого первого витка. Еще через 5 часов аппарат во второй раз достиг перицентра – и график нейтронного потока на выходах детекторов нарисовал пик, как минимум в три раза превышающий фоновый уровень. В третьем и в четвертом перицентре – то же самое. Разбираясь в полученных данных, исследователи увидели, что кривая потока нейтронов заметно отличалась от «профиля геометрической модуляции» – формы, соответствующей равномерному нейтронному излучению со всей поверхности Марса. Стало ясно, что HEND не только благополучно перенес путешествие и работает, а сразу, в первый же день, указал на различия в элементном составе между отдельными районами Марса!
    С 18 ноября по 19 декабря HEND работал на этапе «аэроторможения». Это была очень интересная работа, до старта не планировавшаяся. «Одиссей» проходил на высоте около 100 км над Марсом и за счет аэродинамического сопротивления в верхних слоях атмосферы гасил свою орбитальную скорость.
    Этот маневр американцы провели во второй раз. На «Глобал Сервейоре» были сложности: сломался узел закрепления солнечной панели. Именно она работала как весло при торможении, поэтому пришлось идти очень медленно и осторожно. На «Одиссее» таких проблем не было, и торможение проходило по оптимальной схеме. Уже в середине января 2002 г. аппарат имел орбиту с периодом 2 часа и большой запас неизрасходованного топлива для поддержания аппарата на круговой орбите научных измерений.
    Аэроторможение – достаточно ответственный маневр, и руководители проекта поначалу не хотели отвлекаться на науку. Однако И.Г.Митрофанову удалось убедить американцев дать HEND'у поработать, так как именно на этой стадии была уникальная возможность провести измерения нейтронного облака вокруг Марса на разных расстояниях. Эти измерения проводились с примерно 30-минутным перерывом в перицентре, были успешными и позволили оценить фоновое излучение аппарата. Знание его важно для того, чтобы на последующем этапе картографирования Марса с круговой орбиты можно было сделать оценку потока нейтронов от Марса.
    Но с каким же нетерпением в ИКИ ждали начала штатной работы! И вот настало 18 февраля 2002 г., когда HEND и NS включили вновь. Станция идет над южным полушарием Марса. Здесь, на высокогорье, должно быть сухо и холодно, и это не то место, где можно ожидать воду, – ученые ломают копья вокруг вопроса о том, был ли на Марсе Великий Северный океан и если да, то куда делся. А вот HEND показывает вблизи Южного полюса большой дефицит быстрых нейтронов!
    Срочно связались с Университетом Аризоны – нейтронный спектрометр NS в 4-м перицентре также показал контраст между севером и югом. А что гамма-спектрометр GRS? А он дает на юге максимальную интенсивность линии ядерного излучения с энергией 2223 кэВ, и это значит то же самое – водород! Это уже не хитроумная интерпретация снимков «Глобал Сервейора» – это прямыми измерениями установлено и взаимно подкреплено!
    К 27 февраля по данным 9 дней измерений была построена самая первая карта распределения нейтронного потока на Марсе с разрешением 10x10°. Дефицит тепловых нейтронов присутствовал в грунте на всей территории южнее 60°ю.ш., на площади около 10 млн км², которая сравнима с земной Антарктидой и в 10 раз превышает площадь южной полярной шапки Марса. Еще одно большое пятно угадывалось в умеренных широтах северного полушария. Сомнений уже тогда почти не было: это водяной лед.
    Методика эксперимента GRS такова, что «играет» только состав верхних 2–3 метров грунта. Количество водяного льда в этом слое, по самым первым оценкам, составляло несколько процентов. И даже если брать в расчет только этот двухметровый верхний слой, льда на Марсе не менее 3000 км³ – это приблизительно объем Ладожского озера.
    Такую оценку 4 марта дал И.Г.Митрофанов, и фактически ее вновь повторило NASA 28 мая.
    Нет, открытие это не стало полной неожиданностью для ученых. Указания на подпочвенный лед появились уже на снимках «Викингов». В 1979 г. Фармер и Домс оценили глубину, на которой температура никогда не превышает 196 К и водяной лед не будет испаряться – получилось всего 10 см на 80-м градусе широты и 100 см на 50-м. Уже в наши дни станция MGS отсняла размывы на кромке кратеров и каньонов, которые проще всего было объяснить таянием подземного слоя льда, и полигональные структуры, характерные для районов вечной мерзлоты Земли. Но до 18 февраля не было известно, сколько льда может быть на Марсе, в каких районах его больше и в каких меньше.
    Следующие 2 месяца были посвящены набору измерений. Станция «накручивала» витки вокруг Марса, и все новые точки ложились на карту. К 16 мая с HEND было принято около 320000 кадров, и 20 мая И.Г.Митрофанов, А.Б.Санин и М.Л.Литвак смогли уже представить ряд карт с разрешением 5°, построенных по данным 50-суточных наблюдений.
    Коротко о том, как это делается. Поверхность Марса разделяется на участки с заданным шагом по широте и долготе. Из данных выбираются кадры, сделанные над заданным участком. Следует учесть, что один кадр (212 байт) содержит количество отсчетов по детекторам за интервал времени 19.2 сек. Станция за это время проходит примерно 64 км, и, если она пересекает границу двух участков, нужно разделить время и количество отсчетов пропорционально длине трассы на каждом из них. Далее суммируется количество отсчетов и время, проведенное над заданным участком. Их частное – количество отсчетов в секунду – и выводится на карту.


    Отличное совпадение карт, составленных по данным разных пропорциональных детекторов HEND, между собой и с картой NS, неизменность выявленных структур во времени говорят о том, что измерения достоверны и описывают реальные различия нейтронного потока от Марса. Но представленные карты оцифрованы в отсчетах прибора в секунду (на данном этапе это единственная числовая характеристика, которой располагают исследователи), откорректированных с учетом генерации нейтронов в элементах конструкции КА. В качестве фона использованы данные измерений на участках эллиптической орбиты, удаленных от Марса на 10000 км и более.

Рельеф поверхности Марса по данным высотомера MOLA станции MGS

MARS GLOBAL SURVEYOR

    И еще одно «но»: прибор естественным образом интегрирует поток нейтронов хотя и не со всей видимой в данный момент части поверхности Марса, но с области диаметром порядка 60° с центром в подспутниковой точке. Поэтому карта «размывается» – цвет, которым окрашен ее участок размером 300x300 км (5x5°), определяется потоком не только от самой этой области, но и от ряда соседних. Кроме того, половина области экранируется деталями конструкции КА – правда, эту проблему можно обойти, проведя измерения при движении КА в противоположном направлении. При последующей обработке данных нужно корректно перейти от принимаемых уровней сигнала к фактическому потоку нейтронов с единицы поверхности в различных районах планеты. Именно этот параметр позволит уверенно судить о количестве льда и других веществ в грунте Марса. Карту Марса, на которой будет показана уже концентрация льда, И.Г.Митрофанов обещает построить в 2003–2004 гг.
    Сделав эту важную оговорку, посмотрим, что удалось узнать уже сейчас. Во-первых и в-главных, карта распределения льда не соответствует карте высот Марса, построенной с помощью лазерного высотомера MOLA. Максимальный дефицит эпитепловых нейтронов (ЭТН) наблюдается южнее 60°ю.ш., на Южном плоскогорье.
    «Синяя» область касается соседней низменной Эллады, но в нее не заходит. Казалось бы, симметричная «дефицитная» область должна была существовать и вблизи Северного полюса. Однако на севере довольно значительный дефицит ЭТН отмечен лишь на равнине Аркадия, к северу от Олимпа и патеры Альба, причем по широте этот район простирается лишь от 45 до 75°с.ш., не доходя до полюса. В то же время для быстрых нейтронов (БН) дефицит отмечается не только в южной, но и в северной полярной области, причем на большей площади. По оценкам Максима Леонидовича Литвака (ИКИ РАН), площадь южной области нейтронного дефицита ЭТН составляет 9.7 млн км², а северной – 5 млн км².

Глобальная карта нейтронного излучения Марса в эпитепловом диапазоне энергий (0.4 эВ – 100 кэВ, детектор MD прибора HEND, разрешение 5°x5°)

MARS ODYSSEY

    В то же время для БН площадь южной области не превышает 2.5 млн км², а северной – приближается к 10 млн км², причем она растет с увеличением энергии БН. И хотя в диапазоне БН максимальные отсчеты отличаются от минимальных всего вдвое (для ЭТН – в 10 раз), несовпадение карт для ЭТН и БН очень интересно.
    М.Л.Литвак на майском симпозиуме выдвинул следующее предположение. На юге мы видим слой сухого грунта (условно говоря, песка) толщиной порядка 60–70 см, под которым залегает лед. Так как БН должны исходить с небольшой глубины, их дефицита почти не наблюдается. На севере же существует однородный грунт, содержащий до 5% льда, что влечет заметный дефицит БН и мало сказывается на потоке ЭТН.
    Ричард Старр (Richard Starr) из Центра космических полетов имени Годдарда, член научной группы GRS, согласен с Литваком в описании южной полярной области. Однако в северной, считает он, присутствует толстый слой углекислоты, намерзший за зиму и непрозрачный для гамма-излучения. Сходный профиль рисует и Руслан Олегович Кузьмин (ГеоХИ РАН): в южном полушарии, где сейчас конец лета, вечная мерзлота выходит почти к самой поверхности, а в северном (конец зимы) мы видим лишь те участки сезонной мерзлоты, которые не прикрыты полярной шапкой из замерзшего CO₂.

Глобальная карта нейтронного излучения Марса в диапазоне быстрых нейтронов (0.85–17 МэВ, стильбен-детектор прибора HEND, разрешение 5°x5°)

MARS ODYSSEY

    Какая из этих моделей точнее, мы узнаем примерно через 6 месяцев, когда на Марсе произойдет смена времен года. Что же касается умеренных и экваториальных районов, то, как считают Р.О.Кузьмин и Е.В.Забалуева, между параллелями 60° грунт значительно прогревается и марсианский лед отсутствует в слое толщиной от не скольких десятков до 300–400 м.

MARS ODYSSEY

Есть такая штука – инерция научных публикаций. Через три недели после того, как водяной лед был обнаружен в южном полушарии Марса, в журнале Nature вышла статья Марка Ричардсона и Джона Уилсона, утверждающая прямо противоположное: весь марсианский лед должен быть на северном полюсе! Ученые обосновали это заявление тем, что из-за большей высоты южного полушария над «нулевым» уровнем Марса вода должна была перераспределиться и остаться только на севере. Компьютерная модель атмосферной циркуляции, над которой Уилсон работал с 1992 г., а Ричардсон с 1996 г., получив «на входе» данные АМС Mars Global Surveyor, дала именно такой результат. Быть может, через полгода этот прогноз блестяще подтвердится, а если нет – надо будет думать, а почему?

MARS ODYSSEY

    В то же время в верхнем метре грунта вполне могут существовать гидраты хлорида кальция или сульфата магния, которые дают от 14 до 47 кг связанной воды на кубометр – столько же, сколько и сезонная мерзлота. А.Т.Базилевский добавляет к этому список минералов, в которых содержится от 2–3% воды до 15% (серпентин, хлорит, нонтронит) и даже до 21% (гипс).
    Так что же: быть может, найденный HEND'ом водород – это вовсе не лед? Скорее всего, эти сомнения беспочвенны. По последним данным проф. Стивена Саундерса (R. Stephen Saunders), научного руководителя проекта 2001 Mars Odyssey, и д-ра Уилльяма Бойнтона (William V. Boynton), руководителя эксперимента GRS, содержание льда в грунте южнополярной области – от 15 до 50% по массе, т.е. свыше 50% по объему. Это уже не песок с вкраплениями льда, а скорее лед, загрязненный песком! И (в полном соответствии с предположениями М.Л.Литвака) богатый льдом слой присыпан сухим грунтом – его толщина примерно 60 см на 60°ю.ш. и 30 см на 75°ю.ш.
    В экваториальных широтах отмечены районы с повышенным потоком быстрых нейтронов (в частности, область к юго-востоку от Фарсиды), что можно интерпретировать как результат особенно сильной бомбардировки поверхности Марса солнечными космическими лучами. Возможно, так проявляют себя локальные особенности магнитного поля: в одних местах они пропускают частицы к поверхности и даже концентрируют их, в других же бомбардировка значительно слабее. Этап картографирования потока нейтронов от Марса с помощью HEND продлится до 2005 г.: нас ждут новые открытия.


    Открытие значительного количества водного льда на Марсе – результат первостепенной важности как для науки, так и для будущего космических исследований. Во-первых, оно значительно повышает вероятность существования следов прошлой или даже современной жизни на Марсе. Теперь очевидно, что в истории Марса был период, когда на планете было тепло и влажно, и нет никаких оснований считать, что жизнь не могла возникнуть и развиться. И искать ее надо именно там, где залегает водяной лед, в особенности по границе района вечной мерзлоты*.
    * При исследовании образцов антарктического льда жизнеспособные клетки обнаружены в тонких водных оболочках, окружающих пылевые частицы во льду. Аналогичные условия могут существовать и на Марсе. Метаболизм антарктических микроорганизмов прослежен до температуры 17°C, а ДНК выделяется даже из тех образцов, в которых жизнеспособные клетки не найдены.

Глобальные карты нейтронного излучения Марса в эпитепловом диапазоне энергий по данным HEND/MD и прибора NS (Лос-Аламосская национальная лаборатория, США). На этих картах Марс повернут на 180°

MARS ODYSSEY

    И с другой стороны – нужно искать причины и механизмы, которые превратили влажный и теплый Марс прошлого в современное царство сухости и холода. Было ли это столкновение с другим небесным телом или причина носила «внутренний» характер? Вдруг подобная судьба ожидает и нашу Землю?
    Во-вторых, это открытие может полностью изменить стратегию дальнейшего исследования Марса. Значительно упрощается задача доставки марсианского вещества на Землю для тщательного исследования. Компоненты топлива для старта с Марса не надо тащить с Земли, а можно добыть на месте – была бы только бортовая энергетическая установка достаточной мощности.
    В-третьих, становится более привлекательной, понятной и осуществимой перспективная цель исследования Марса человеком. При наличии местной воды создать систему жизнеобеспечения для постоянной исследовательской станции или поселения гораздо проще.
    В заключение хочется отметить три обстоятельства. Во-первых, это блестящее достижение стало результатом совместной американо-российской программы исследований Марса, которая уже одним этим результатом оправдала себя целиком. Во-вторых, само участие российского коллектива в ней стало признанием заслуг научной школы ИКИ. И наконец, фундаментальное открытие в области планетологии совершено с помощью российского прибора, на разработку и изготовление которого от каждого жителя России было взято всего… 7 копеек.
    Каковы дальнейшие перспективы российско-американского сотрудничества в исследовании Марса, станет ясно в июне, когда состоятся переговоры в Москве на высшем уровне и когда встретятся руководители Росавиакосмоса и NASA.


    Акцент, сделанный нами на результатах HEND и NS, не случаен. Но справедливости ради следует рассказать и о работе других приборов станции. Гамма-спектрометр GRS (в узком смысле – без HEND и NS) был введен в работу в ночь с 18 на 19 февраля, когда по команде с Земли была открыта крышка GRS ииначалось охлаждение его детектора до -138°C. В течение нескольких месяцев была запланирована калибровка GRS и измерение гамма-фона самого КА.
    Предыдущий «фоновый» этап измерений проходил с 27 июня по 30 августа 2001 г., на этапе полета к Марсу. В диапазоне до 10 МэВ было найдено свыше 100 гамма-линий, из которых примерно 60 связаны с материалами, использованными в конструкции станции.
    Но вблизи Марса радиационная обстановка иная, чем в межпланетном пространстве, и ее также нужно было изучить.

Участок Земли Меридиана с центром в точке 2.2° ю.ш., 1.6° з.д. (размер кадра 161x138 км, разрешение 100 м). Уровни яркости соответствуют температурам от -20° до 0°C. Видны не менее четырех слоев породы, отличающихся по температуре, а также локальные вариации (освещенные склоны теплее)

MARS ODYSSEY

    В период с 20 февраля по 9 марта за 304 часа измерений было получено 55972 спектра. Южнее 75°ю.ш. была отмечена четкая линия водорода (2223 кэВ), в северной полярной области и вблизи экватора она выражена значительно слабее. Как и предполагали разработчики, под воздействием космического излучения, и в особенности солнечных вспышек, характеристики прибора ухудшились: произошло уширение линий спектра и снизилась чувствительность. Чтобы приблизиться к исходным параметрам, в марте и в мае 2002 г. было проведено два 10-суточных цикла прогрева детектора GRS – первый до 52°C, второй до 73°C.

Дно каньона Ганг, входящего в систему долины Маринера. Хорошо видна слоистая структура отложений и различные виды эрозии. Параметры кадра: видимый диапазон, центр 7.1° ю.ш., 49.6° з.д.; размер 54.8x22.3 км; разрешение 18 м

MARS ODYSSEY

    21 мая измерения с помощью GRS были возобновлены, а 6 июня по команде с Земли была развернута 6-метровая штанга с измерительной головкой. Теперь прибор полностью готов к измерению гамма-излучения, приходящего из верхних 20–30 см поверхности Марса. Дело это долгое: для составления карты с разрешением 5°x5° необходимо 5.7 час измерений в районе экватора и до 44 час около полюсов.
    Термоэмиссионная аппаратура THEMIS также была включена утром 19 февраля. 1 марта был опубликован первый снимок, сделанный ею, а с 27 марта на странице http://themis.la.asu.edu/latest.html новые снимки с разрешением 18 м появляются ежедневно. Приводим некоторые из них.
    Общее на снимках THEMIS – очевидные различия в физических свойствах слоев. Они могут иметь разный размер камней, плотность или минеральный состав. В любом случае следует важный вывод: чтобы в разные геологические эпохи отложились разные виды породы, климат Марса должен был различаться.
    До завершения программы полета только в видимом диапазоне THEMIS должен сделать примерно 15000 снимков.

Следует напомнить, что впервые ИК-снимки поверхности Марса с разрешением от 0.3 до 1.8 км были получены 11 февраля, 1 и 26 марта 1989 г. с борта станции «Фобос-2», причем съемкой была охвачена почти вся экваториальная полоса Марса. Сканирующий ИК-радиометр «Термоскан» был разработан в РНИИ космического приборостроения под руководством А.С.Селиванова. В 1998 г. РНИИ КП издал «Атлас Марса по данным радиометра «Термоскан». Космический аппарат “Фобос-2”, из которого мы воспроизводим фрагмент ИК-панорамы от 1 марта 1989 г. Панорама охватывает территорию от Земли Ксанфа до Сабейской Земли.

"Термоскан"

    А 13 марта удалось «оживить» прибор для измерения радиационной обстановки MARIE, который вышел из строя в августе 2001 г. (На следующий день после отказа прибора у его научного руководителя Гаутама Бадхвара случился сердечный приступ. Спасти ученого не удалось.)
    Лишь в конце февраля 2002 г. разработчики вновь получили возможность заняться прибором, и их усилия были не напрасны – был найден сбойный участок памяти, обращение к которому и приводило к отказу. Данные MARIE, полученные с мая по август 2001 г., говорили о том, что на этапе перелета к Марсу суточная доза облучения астронавта будет примерно вдвое выше, чем в полете на МКС, а по тяжелым ядрам – втрое выше. Теперь ученые будут изучать радиационную обстановку на орбите спутника Марса.