Уже полтора года работает на орбите спутника Марса американская станция MarsOdyssey. В самые первые недели российский детектор нейтронов высоких энергий HEND, входящий в состав бортового гамма-спектрометра GRS, сделал фундаментальное открытие: на огромной площади южной полярной области Марса в поверхностном слое содержится много водяного льда. Об этом мы подробно рассказали в статье «Вода на Марсе есть, это доказано!».
    С тех пор на Земле прошел год, на Марсе – более полугода. И вот в ИКИ РАН вновь собрались исследователи, работающие с гамма-спектрометром GRS. Что нового удалось узнать исследователям группы Игоря Георгиевича Митрофанова, сделавшим детектор HEND, и их американским коллегам из групп Уилльяма Бойнтона и Уилльяма Фелдмана? Вспомним вопросы, на которые год назад еще не было ответа, и посмотрим, что удалось узнать с помощью «Одиссея» за этот год.

    > Действительно ли различаются северная и южная полярные области по запасам водяного льда или видимое отсутствие льда на севере Марса – чисто сезонный эффект?

    Правы оказались те, кто советовал подождать с выводами до прихода весны в северное полушарие Марса. С каждым месяцем уменьшался поток нейтронов от северной полярной области и возрастал – от южной. А это означало, что на севере зимний покров из сухого льда испарялся и обнажал богатый льдом грунт, а на юге, наоборот, углекислота из атмосферы оседала на грунт и закрывала собой лед. Максимальная толщина этого слоя сухой углекислоты, по данным лазерного высотомера MOLA станции Mars Global Surveyor, достигает 1.5 м на севере и приближается к 1 м на юге.
    К середине октября 2002 г. «сухой лед» на севере сошел полностью. Что же оказалось под ним? 9 июня И.Г.Митрофанов привел в своем сообщении «оценку снизу» по данным прибора HEND: 56% льда по массе в северном полушарии при 22% в южном. Если же ввести поправку на неоднородность грунта, получалось еще больше – до 50–70% и 35–50% соответственно. Местами доля льда доходила до 90%! Наблюдаемое MOLA утоньшение слоя CO₂ в северной полярной области хорошо «стыковалось» с нейтронными данными. Как следствие, оказалось возможным по «затенению» сигнала нейтронного детектора оценить толщину слоя сухого льда в удаленных от полюсов районах, где чувствительности MOLA не хватает.

Распределение льда в поверхностном слое Марса по данным HEND

MARS ODYSSEY

    Еще в декабре 2002 г. от имени научной группы, работающей собственно со спектрометром GRS, Уилльям Бойнтон объявил, что количество льда в северной полярной области больше, чем в южной. Сейчас известно, что данным гамма-спектрометра GRS по водороду соответствует более 40% воды примерно на 75° с.ш., а непосредственно вблизи северного полюса ее массовая доля достигает 60–80%. Южнее 60° ю.ш. GRS «видит» до 40% воды.
    Следует помнить, что GRS и его нейтронные детекторы не могут «видеть» глубже чем на 2–3 м. В то же время полигональные структуры на поверхности Марса, связанные с вечной мерзлотой, местами заходят ближе к экватору, чем выявленная теперь граница вечной мерзлоты.
    Вероятно, ближе к экватору лед залегает глубже. Но даже если учитывать только «видимые» 2–3 метра выше 55° широты, то содержащаяся в них вода могла бы залить весь Марс слоем толщиной не менее 10 см. Совместная обработка данных нейтронного спектрометра NS «Одиссея» и высотомера MOLA на MGS позволила определить плотность углекислотного «снега», лежащего зимой на северной полярной шапке. Она очень низка, и это означает, что сухой лед там имеет очень рыхлую структуру. Под этим «снегом» залегает почти чистый водяной лед.

Распределение льда в поверхностном слое Марса по данным NS

MARS ODYSSEY

    М.А.Креславский (Харьковский астрономический институт) и Дж.Хед (Университет Брауна) считают, что HEND наблюдает сравнительно молодые, богатые льдом отложения в полярных областях Марса. Изучив снимки этих районов, они пришли к выводу, что эта «мантия» имеет толщину порядка 3.5 м, часто образует «регулярный» рисунок и обладает высокой прочностью, невзирая на слоистую структуру. Так, темная песчаная дюна движется по льду, не оставляя за собой видимых нарушений. В высоких широтах выявлены кратеры возрастом всего 100 тыс лет и меньше, причем, судя по астрономическим данным, в последние 400 тыс лет накопления ледовой мантии не происходило.

Состояние станции Mars Odyssey

Если коротко, то аппарат работает замечательно. 4 июня 2002 г. в 19:00 UTC состоялось развертывание 6-метровой штанги сенсорной головки гамма-спектрометра GRS . Только после этого «гамма-компонент» прибора GRS заработал в штатном режиме, с расчетной чувствительностью и точностью, в то время как два нейтронных компонента HEND и NS «трудились в полную силу» с февраля. А 1 октября первый комплект данных приборов Mars Odyssey за февраль–март 2002 г. был помещен на постоянное хранение в Систему планетных данных (http://starbrite.jpl.nasa.gov/pds/) – архив, в котором они будут доступны другим исследователям.     Единственный серьезный инцидент за год полета произошел 4 ноября 2002 г., когда аппарат перешел в защитный режим. К 12 ноября удалось восстановить рабочее состояние станции, и 15 ноября приборы были включены вновь. Гамма-спектрометр GRS был подвергнут прогреву при 73° (к сожалению, эта процедура не восстанавливает чувствительность аппаратуры полностью) и с 27 ноября возобновил измерения. 7 апреля 2003 г. Mars Odyssey отметил 2 года со дня старта и совершил 5000-й виток по рабочей орбите.     Выполнение основной программы «Одиссея» продолжится до 24 августа 2004 г. Хотя с него было запланировано принять 126.5 Гбайт данных за все время работы по научной программе (917 суток), фактически к маю 2003 г., когда прошла половина этого срока, уже принято 155 Гбайт. Скорость передачи научной информации, введенная с 4 февраля 2003 г., – 110 кбит/с. В порядке эксперимента с 10 апреля она была увеличена до 124 кбит/с, что позволило увеличить количество передаваемых кадров THEMIS. Запланированы тестовые сеансы связи с радиотелескопом в Парксе и новой станцией ЕКА в Нью-Норсия – они будут подстраховывать Сеть дальней связи NASA во время прибытия к Марсу четырех АМС в конце 2003 г. 27 января и 22 февраля с использованием станций Mars Odyssey и Mars Global Surveyor были проведены тесты специального навигационного режима, который будет применяться до ноября и позволит точно навести на Марс марсоходы MER-A и MER-B.     В последних числах июня начались тесты бортового ретранслятора, предназначенного для передачи на Землю данных с посадочных зондов MER и Beagle 2. К этому оборудованию есть претензии: после запуска обнаружено снижение мощности сигнала на 6 дБ в одном канале и на 2 дБ в обратном. Тесты продолжатся до 25 августа, и, если не произошло дальнейшего ухудшения, ретранслятор все же можно будет использовать по назначению. Из 43.8 кг топлива, имевшегося на борту после выхода на рабочую орбиту, израсходовано всего 2.2 кг – 2 кг на управление моментом и 0.2 кг на выход из защитного режима. При таком темпе расходования топлива хватило бы на 45 лет. На конец октября 2003 г. запланировано небольшое изменение наклонения орбиты (1.9 кг топлива, 10 м/с), что позволит выйти на солнечно-синхронный режим с прохождением узла в 17:00 местного времени.     До 24 августа 2004 г. и до 24 ноября 2005 г. основной функцией «Одиссея» будет ретрансляция данных. Возможно, однако, что работа со станцией будет продолжена и после этой даты.

Состояние станции Mars Odyssey

    > Верно ли предположение об отсутствии заметных количеств льда в экваториальных районах Марса?

    Нет, неверно, и это одно из самых интересных новых открытий станции Mars Odyssey. Впервые оно прозвучало 15 февраля 2003 г., когда Уилльям Фелдман и другие исследователи, работающие с нейтронным спектрометром NS, опубликовали карту глобального распределения льда на Марсе. Более подробную карту эта же группа распространила 24 июля (см. рисунок). На ней прослеживается определенная связь между содержанием льда и наиболее крупными деталями рельефа (в частности, на горе Элизий и в каньоне Маринера).

MARS ODYSSEY

Напомним, что для интерпретации данных GRS предложена двухслойная модель полярного марсианского грунта: тонкий сухой верхний слой и богатый льдом нижний. Никаких данных, противоречащих этой модели, пока не найдено.

MARS ODYSSEY

    Сходные данные были получены и на HEND’е. В большинстве экваториальных районов льда действительно очень мало. Меньше всего его на равнине Солнца (Solis Planum, 90° з.д., 30° ю.ш.), и она используется как «эталонная» область для выявления вариаций сигнала HEND от атмосферных условий и от фона космических лучей. В кратерном море Аргир льда примерно 2.1%, в Элладе – от 2.9% на севере до 5.4% на юге, где оно примыкает к полярной области.
    Районы существенного дефицита тепловых нейтронов – а значит, повышенного количества водяного льда – найдены в Аравии (центр на 25° в.д., 10° с.ш.), недалеко от кратера Скиапарелли, и на противоположной стороне планеты, где находятся область Элизий и борозды Медузы. Значение потока, регистрируемого над этими областями, практически не зависит от времени года и соответствует 16% льда под верхним сухим слоем в Аравии и примерно 10% в районе Элизий-Медуза. А вот в самом Скиапарелли – гигантском кратере диаметром свыше 400 км – концентрация льда понижена.
    Аравийская «депрессия» совпадает с областью высокого альбедо (отражающей способности) и низкой тепловой инерции грунта. Какая-либо корреляция с геологической картой Марса или с морфологией поверхности не обнаружена. Нет слоистой структуры, которая говорила бы в пользу ледниковых отложений, и нет следов движения ледников. Предположительно в Аравии залегает ископаемый лед. Депрессия у борозд Медузы также не привязана к морфологии и к геологической карте, но она не коррелирует также и со значениями альбедо и тепловой инерции.

Так выглядят «аномальные» экваториальные области Аравия (слева) и Элизиум (справа), если нанести на карту регистрируемый прибором HEND поток эпитепловых нейтронов (в отсчетах в секунду)

MARS ODYSSEY

    Зато в этом районе давно известны слоистые отложения, более характерные для полярных областей планеты. На снимках камеры MOC (станция MGS) и спектрометра THEMIS (станция Mars Odyssey) видно, что рельеф в наиболее «влажной» части, у кратера Гусев, и в более сухих (лавовые поля) различен. Ясно, что вторая депрессия отличается от первой по своей природе; возможно, она более молода.

    > Может ли жидкая вода существовать на Марсе в настоящее время?

    Ответ на этот извечный вопрос сегодня звучит так: она действительно существует! С тех времен, когда первые разведчики Марса (1965 г. – Mariner 4, 1969 г. – Mariner 6 и 7, 1971 г. – Mariner 9, «Марс-2» и «Марс-3») определили давление атмосферы и температуру поверхности планеты, возобладала та точка зрения, что вода в жидком состоянии, даже если она откуда-нибудь возьмется, очень быстро испарится. Майкл Хехт (Michael Hecht) из Лаборатории реактивного движения (JPL) с этим не согласен.
    Во-первых, орбита Марса испытывает сильные возмущения с периодом 51000 лет, и в «благоприятные» периоды полярные области получают вдвое больше солнечной энергии, чем в «неблагоприятные». Этого как будто достаточно для перехода через точку таяния льда. Во-вторых, степень нагрева в конкретной точке поверхности очень сильно зависит от уклона местности и микрорельефа (в 2 раза и более), альбедо (в 4 раза и более), излучающей способности, тепловой инерции грунта и других факторов, так что в отдельных местах и сейчас могут создаваться условия, характерные в среднем для периодов глобального потепления. По некоторым оценкам, максимальная температура поверхностного слоя грунта может различаться на 50°C, от «обычного» уровня -10°C и до +40°C в отдельных местах. При этом возможны как медленная сублимация льда, ведущая к увеличению плотности атмосферы, так и – например, при быстром подъеме температуры после полного испарения твердой углекислоты – его таяние.

Именно этот снимок M09-2875 камеры MOC станции Mars Global Surveyor заставил Филипа Кристенсена смириться с крамольной мыслью о наличии жидкой воды на Марсе. Он охватывает область 2.8x4.5 км, центр которой находится на 33.3° ю.ш., 92.9° в.д. Кристенсен уверен, что овраги на склоне кратера «пропаханы» водой, образовавшейся при таянии снега. Стрелкой отмечен таявший (или тающий?) «язык» снега, непосредственно соседствующий со структурой оврагов.

MARS ODYSSEY

    Стекая в понижения рельефа, вода протачивает овраги (gullies), видимые на снимках камеры MOC станции Mars Global Surveyor. Частично она испаряется, а частью замерзает, и там накапливается лед. Разумеется, в благоприятные астрономические эпохи этот процесс идет намного интенсивнее.
    Нынешняя эпоха не благоприятна, и тем не менее недавно Натан Бриджес (Nathan T. Bridges) обнаружил по данным термоэмиссионного спектрометра TES и других приборов станции Mars Global Surveyor, что в весеннее время на широтах 65–70° южного полушария овраги связаны с темными точками, где, судя по температуре, идет испарение углекислоты. В летние месяцы этих темных точек уже не видно – а значит, условия для таяния льда созданы. Очень похоже, что течение воды по оврагам происходит каждую весну, что и объясняет их «свежий» внешний вид. Значит, грунт в этих оврагах увлажняется каждый год, что заставляет всерьез задуматься над поисками там жизни.
    Овраги на Марсе известны с 2000 г., но лишь 19 февраля 2003 г. NASA провело специальный брифинг, на котором научный руководитель камеры-спектрометра THEMIS на борту «Одиссея» Филип Кристенсен (Philip Christensen) представил свою новую интерпретацию этих форм рельефа. Физический процесс, который вызывает их появление, заявил Кристенсен, – это не подземные источники разного типа, работающие под давлением или без него, и не потоки грязи от разрушающейся вечной мерзлоты, а просто вода, образующаяся при таянии снежных сугробов и защищенная ими от испарения.
    На холодной северной стене одного из кратеров в средних широтах южного полушария Марса он нашел полосу снега, непосредственно прилегающую к комплексу оврагов. Логично было предположить, что снег тает и постепенно обнажает уже эродированный склон кратера. Это наблюдение позволило объяснить и наиболее частое местонахождение оврагов (на холодном склоне, обращенном к полюсу, снега откладывается больше), и место, где они начинаются (на самом гребне, где сильнее всего греет, но где совсем не может быть «подземной» воды). Немало мест, где снег соседствовал с оврагами, было затем найдено на снимках камеры MOC, но особенно ценными оказались изображения THEMIS – не столь детальные, но захватывающие большую площадь. («Это как раз тот случай, когда за деревьями не видно леса», – объяснил Кристенсен.)
    Как считает Леонид Васильевич Ксанфомалити (ИКИ РАН), лишь инерция научной догмы помешала группе Майкла Малина – разработчикам камеры MOC и первооткрывателям марсианских оврагов – сразу объявить, что на их снимках видны следы текущей воды. Их должно было насторожить, что овраги сужаются книзу – как это и должно быть при впитывании влаги, что они проходят через области подвижного песка – и потому заведомо очень молодые. А недавно на более поздних снимках стали замечать дополнительные штрихи, которых не было на предыдущих, – можно было понять, что образование оврагов происходит и сегодня.

    > Что удалось узнать об элементном составе поверхности Марса?

    Пока гамма-спектрометр GRS «набрал» необходимую статистику для выводов по пяти элементам: водороду, кремнию, калию, железу и торию. Прибор также успешно регистрирует ядерные линии от таких элементов, как C, O, Ca, Al, Cl, Ar и U. Кремния в грунте от 12 до 22%, а железа от 8 до 17%, причем в северном полушарии его больше. Максимум приходится на район Элизий, от 120° в.д. до 160° з.д. Калия – от 0.2 до 0.7%; минимальное его количество – в Элладе, максимальное – на Ацидалийской равнине (30° з.д., 60° с.ш.). Тория – от 0.4 до 1.1 части на миллион. Выделяются зоны, обогащенные калием и торием, но какой-либо корреляции с видимыми деталями поверхности не обнаружено.

Замечательный пример информации, снимаемой в настоящее время с прибора THEMIS. На этом снимке мы видим область размером 57.5x23.3 км к юго-западу от вулкана Элизий (19.5° с.ш., 126.8° в.д.) при разрешении 19 м. Трудно представить себе иное происхождение островов, террас и отложений, чем течение марсианской реки. Правда, она появляется «из ниоткуда» – из трещины в грунте, которая, по официальной версии, имеет вулканическое происхождение.

MARS ODYSSEY

    GRS пока не дает возможность определить минеральный состав грунта, но такому сочетанию Fe, K и Th лучше всего соответствует базальтовый шерготит.
    Кстати, спектрометр APXS на микроровере Mars Pathfinder в 1997 г. дал в среднем следующий элементный состав марсианского грунта и камней: SiO₂ – 45%, FeO – 19.5%, Al₂O₃ – 10.5%, MgO – 6.9%, CaO – 6.3%, SO₃ – 4.7%, Na₂O – 3.2%, остальное – менее чем по 1%.

    > А что нового удалось получить с других приборов станции?

    Чрезвычайно интересные данные Земля получает с ИК-спектрометра THEMIS, снимки с которого регулярно публикуются на странице http://themis.asu.edu/image_of_the_day.
    Этот прибор картирует температуру и инфракрасное излучение поверхности, имея 10 диапазонов и разрешение в 300 раз выше, чем у спектрометра TES на MGS. С его помощью определяется минеральный состав вещества Марса. Так, 5 июня появилось сообщение о том, что вблизи дна каньона Ганг, имеющего почти 4.5 км в глубину, обнаружен заметный слой оливина. Так как оливин легко разлагается в присутствии воды, можно заключить, что воды в каньоне Ганг не было очень давно, а может, и никогда.
    THEMIS очень полезен при выявлении слоистых структур и определении состава отдельных слоев, например на Земле Меридиана и в других районах. К удивлению ученых, вездесущая марсианская пыль засыпала не все: им удалось найти обнажения коренных пород шириной до 1 км и незасыпанные камни в оползнях. А это значит, что Марс живет, что идут процессы, создающие оползни в одних местах и снимающие пыль в других.
    О роли THEMIS в поисках воды уже было сказано. А вот 14 февраля Шейн Берн (Shane Byrne) и Эндрю Ингерсолл (Andrew Ingersoll) опубликовали в журнале Science статью относительно состава южной полярной шапки Марса. (Не следует путать ее с распространенной на гораздо большей площади вечной мерзлоте, т.е. с грунтом, содержащим лед.) Еще в 1966 г. было выдвинуто и неплохо обосновано предположение о том, что материалом полярных шапок является сухой лед. 10 лет спустя «Викинги» показали, однако, что по крайней мере северная полярная шапка в основном состоит из водяного льда, а твердая углекислота лишь покрывает ее. Теперь удалось доказать, что и южная шапка имеет такую же структуру.
    На снимках камеры MOC Ингерсолл и Шейн смогли найти в южной полярной шапке углубления с плоским дном диаметром 200–1000 м и глубиной до 8 м, которые расширяются со скоростью 1–3 м в год. Тепловые измерения THEMIS показали, что дно этих странных «кратеров» греется и температура его превышает температуру сухого льда. Следовательно, это обыкновенный лед, водяной. И разница между двумя шапками лишь в том, что северная шапка летом теряет весь свой CO₂, а южная, более толстая, – лишь частично.
    Это означает, кстати, что запасов углекислоты в виде сухого льда на Марсе мало, и даже его полное испарение не могло бы в разы увеличить плотность марсианской атмосферы. Как же тогда объяснить речные долины, для формирования которых нужны миллионы лет работы воды? Какое другое вещество могло отвечать за парниковый эффект на Марсе, кроме CO₂ и H₂O? Метан?
    Но ведь он обычно имеет биологическое происхождение… В общем, ученым придется теперь пристально заняться историей и балансом углекислоты на Марсе.
    Прибор MARIE (и HEND, кстати) регистрирует у Марса во многом иную «космическую погоду», нежели аппараты, работающие вблизи Земли. Уровни радиации значительно выше – что неудивительно, учитывая защитную роль магнитного поля Земли; например, 29 октября 2002 г. он подскочил до 1.6 рад в сутки. Некоторые солнечные вспышки были обнаружены детекторами MARIE, но не были видны на околоземных приборах. (Опять-таки неудивительно, если учесть, что Марс и Земля находились на противоположных сторонах от Солнца.) Другие, такие как вспышка 13 августа 2002 г., дошли до Марса с двухсуточным опозданием.

MARS ODYSSEY

20 ноября 2002 г. вышел в отставку научный руководитель проекта Mars Odyssey д-р Стивен Саундерс (R. Stephen Saunders). Новым руководителем проекта стал первый заместитель Саундерса д-р Джеффри Плаут (Jeffrey Plaut).

MARS ODYSSEY

    Помимо выполнения основной задачи, детектор HEND участвует в патрулировании небесной сферы для обнаружения гамма-всплесков. Группа аппаратов на околоземных орбитах, КА Ulysses на полярной орбите спутника Солнца и HEND на орбите спутника Марса образуют сеть, которая позволяет оперативно засечь вспышку и точно определить направление на нее.
    Так, например, по данным КА BeppoSAX, Ulysses и Mars Odyssey было определено направление на гамма-всплеск 5 апреля 2002 г., и ее оптическое послесвечение было найдено через час после передачи целеуказаний на земные обсерватории. Так как в конце апреля 2002 г. BeppoSAX прекратил выполнение научной программы, роль HEND в сети возросла.

Гамма-всплеск 6 марта 2003 г. в отсчетах HEND. Продолжительность записи - около 1 мин

MARS ODYSSEY

    Всего на этапе перелета к Марсу HEND выявил 20 гамма-всплесков, во время аэроторможения в атмосфере Марса – 6 и на стадии съемки – 58. Из этих 58 всплесков 34 были локализованы, для пяти удалось пронаблюдать послесвечение, а для трех – определить красное смещение и, следовательно, расстояние. Из остальных 26 наблюдалось послесвечение трех и было определено красное смещение для двух.
    К сожалению, после ноября 2002 г. возрос уровень шума, и разработанный алгоритм автоматического поиска гамма-всплесков в данных HEND перестал надежно работать.


    Группой И.Г.Митрофанова было предложено несколько вариантов HEND для следующих планетных аппаратов. Так, один из проектов, представленных на конкурс Mars Scout, предусматривал размещение прибора DENEGA («Детектор нейтронов и гамма-лучей») на аэростате для съемки северной полярной области с высоты порядка 5 км. Это позволило бы построить трехмерную модель распределения воды с разрешением на поверхности в несколько километров. Проект не получил одобрения, так как предложенную концепцию доставки и наполнения аэростата сочли недостаточно зрелой.
    На американский марсоход 2009 г. Mars Science Laboratory предложен прибор DAN (Detector of Albedo Neutrons – детектор отраженных нейтронов) для зондирования грунта на глубину до 2 м и поиска воды. В одном из вариантов для повышения чувствительности предлагается установить на марсоход источник первичных нейтронов с энергией порядка 50 МэВ, чтобы заведомо знать характеристики инициирующего излучения. Источник мог бы выдавать импульс длительностью порядка 5 мкс, после чего в течение секунды два комплекта детектора – левый и правый – регистрировали бы отклик. Эта пара детекторов выполняла бы роль стереоскопического зрения, направляя лабораторию в сторону большей концентрации льда в грунте, и при наличии на марсоходе бура можно было бы до него добраться. Это предложение сейчас рассматривается. Тем временем на лето 2003 г. были запланированы полевые испытания HEND в условиях Арктики, а на лето 2004 г. – уже с генератором нейтронов.
    Наконец, ведутся переговоры с ЕКА о возможности включения многодетекторного прибора MEGANES в состав полезного груза станции BepiColombo к Меркурию. По данным радиолокационного зондирования, в его неосвещенных полярных районах имеется лед, и эти сведения нуждаются в подтверждении.
    На борту Mars Odyssey отправился в полет 2-й летный образец прибора HEND. В настоящее время рассматривается предложение установить 1-й экземпляр на внешней поверхности российского сегмента МКС под названием БТН (бортовой телескоп нейтронов) с целью изучения нейтронной обстановки: непосредственной регистрации нейтронов солнечной вспышки и нейтронов, порождаемых взаимодействием космических лучей с атмосферой Земли: эпитепловых (0.4–1.0 эВ), резонансных (1 эВ – 0.3 МэВ) и быстрых (0.3–10 МэВ).
    Эксплуатация БТН позволила бы построить физическую модель генерации заряженных и нейтральных частиц во время солнечной вспышки; модель нейтронного альбедо Земли в зависимости от координат, высоты, времени суток, состояния солнечной активности и атмосферы; физическую модель нейтронного фона вблизи МКС в разных режимах полета. Кроме того, стало бы возможным вести регистрацию гамма-всплесков одновременно с HEND и другими приборами и аппаратами.
    Заказчиком работы выступит РКК «Энергия». БТН должен состоять из следующих компонентов: модуль детекторов массой 4 кг (собственно HEND), модуль электроники (6 кг) и модуль фиксации (1 кг). Аппаратура должна быть установлена космонавтами на поручне на надирной стороне комплекса. Если проект будет своевременно финансироваться, прибор можно будет доставить на борт в апреле 2004 г.