يُعَدّ التكثيف والتسامي للجليد على سطح الكوكب جزءًا أساسيًا من دورات الماء وثاني أكسيد الكربون على المريخ، سواء من الناحية الموسمية أو اليومية. بينما يوجد معظم الجليد ضمن القبتين القطبيتين، فمن المعروف أيضًا أن الصقيع السطحي يتكوّن خلال الليل حتى في خطوط العرض الاستوائية. هنا، نستخدم بيانات من مطياف الأشعة تحت الحمراء الخاص بمهمة الإمارات لاستكشاف المريخ لمراقبة التطور اليومي والموسمي للجليد على سطح المريخ على مدار عام مريخي كامل تقريبًا. التغطية الزمنية المحلية التي يوفرها الجهاز تتيح لنا مراقبة ظهور الصقيع الاستوائي لثاني أكسيد الكربون في النصف الثاني من الليل المريخي حول الاعتدالين، وحتى تسامي هذا الصقيع عند شروق الشمس.
تُعَدُّ القُبُعَاتُ القُطْبِيَّةُ على المريخ المخزون الرئيسي لكل من جليد الماء وثاني أكسيد الكربون على سطح الكوكب الأحمر، حيث يلتقي السطح بالغلاف الجوي مع تبادل نشط للمواد المتطايرة عبر عمليتي التسامي والتكثف. نموها وانحسارها الموسمي (kieffer_2000, kieffer_2001, langevin_2005a, langevin_2007, appere_2011, calvin_2015, calvin_2017, oliva_2022) هو عملية مهمة في دورات الماء وثاني أكسيد الكربون الحالية على المريخ، وهما من السمات الرئيسية للدوران الجوي العالمي على المريخ (forget_1999, montmessin_2017, titus_2017). في كل عام، يتكثف جزء كبير من ثاني أكسيد الكربون الجوي في القبتين القطبيتين الموسميتين، مما يؤدي إلى تقلبات سنوية تُقدَّر بحوالي ثلث كتلة الغلاف الجوي العالمي (leighton_1966, james_1992, hourdin_1993, hourdin_1995, forget_1998). بالإضافة إلى ذلك، فإن وجود الجليد على سطح الكوكب يغيّر من البياض والقصور الحراري للسطح، مما يؤثر على ميزانية الطاقة على المستويين المحلي والكوكبي.
بينما تتركز الجليدات بشكل أساسي في المناطق القطبية، يمكن أيضًا ملاحظة جليد ثاني أكسيد الكربون والماء بشكل موسمي في خطوط العرض المنخفضة، في ظلال المنحدرات المواجهة للقطب أو في قيعان بعض الفوهات (schorghofer_2006, brown_2008, carrozzo_2009, vincendon_2010, conway_2012, lange_2022). ومن منظور أكثر عابرًا، لوحظ أيضًا أن الصقيع يترسّب على السطح خلال الليل ويبقى حتى الصباح الباكر (jones_1979, landis_2007, piqueux_2016). وقد أظهرت الدراسات أن وجود دورة الصقيع اليومية هذه لثاني أكسيد الكربون له تأثير على العمليات السطحية مثل تكوين الأخاديد أو خطوط المنحدرات (pilorget_2016, khuller_2021a, diniega_2021, lange_2022). وبالتالي، فإن تحديد دورة الصقيع اليومية وخصائص جليد ثاني أكسيد الكربون في هذه المناطق بشكل أفضل أمر مهم لفهم العمليات النشطة الحالية على سطح المريخ. كما أن مراقبة نمو وانحسار القبتين القطبيتين خلال السنوات الماضية أظهرت تقلبات بين السنوات (piqueux_2015a)، ومن المثير للاهتمام متابعة تطور كل من القبة القطبية الشمالية الموسمية والقبة القطبية الجنوبية الموسمية.
في هذه الورقة، نستخدم لأول مرة بيانات من مهمة الإمارات لاستكشاف المريخ لرسم خرائط ومراقبة تطور القبتين القطبيتين على المريخ إلى جانب صقيع ثاني أكسيد الكربون السطحي الليلي في خطوط العرض المنخفضة. أولًا، نصف في القسم [sec:methods] مجموعة البيانات والأساليب المستخدمة في هذه الدراسة للكشف ورسم خرائط الجليد السطحي. ثم يقدم القسم [sec:results] مراقبة الموسمية واليومية للقبتين القطبيتين وصقيع ثاني أكسيد الكربون الليلي في خطوط العرض المتوسطة. أخيرًا، يلخص القسم [sec:ccl] النقاط الرئيسية للدراسة.
جهاز الطيف للأشعة تحت الحمراء للمريخ (EMIRS) على متن مهمة الإمارات لاستكشاف المريخ (EMM) “الأمل” هو جهاز طيفي لتحويل فورييه يراقب سطح وجو المريخ بين 6 و 100 بدقة طيفية قابلة للتحديد تبلغ 5 cm\(^{-1}\) أو 10 cm\(^{-1}\) ابتداءً من فبراير 2021 (edwards_2021, amiri_2022). المدار الفريد لـ EMM يتيح لـ EMIRS مراقبة كاملة لسطح المريخ عبر جميع الأوقات المحلية في \(\sim\)4 مدارات، والتي تعادل \(\sim\)5^ من \(L_s\)، أو 10 أيام أرضية. لكل مراقبة نهارية بواسطة EMIRS، يتم الحصول على صور عالية الدقة بالأشعة فوق البنفسجية المرئية للقرص المريخي بالكامل مباشرة قبل ذلك بواسطة جهاز الإمارات للتصوير الاستكشافي (EXI) (jones_2021). تنسيق هذين الجهازين يُسمى بمقارنة مباشرة بين مجموعتي البيانات.
مع حجم بكسل يتراوح عادة بين 100 و 300 كم، من المهم النظر في المدى المكاني لكل بكسل لحساب الخرائط بدقة، خاصة لدراسة المناطق القطبية حيث تكون زوايا الانبعاث مرتفعة. ومع ذلك، على الرغم من توفير مضلعات بصمات البكسل كما تم حسابها بواسطة نوى SPICE (acton_1996, acton_2018) للمستخدمين، فإن استخدامها لإنشاء الخرائط ليس بديهيًا ويستغرق وقتًا طويلًا. لذلك، قمنا بتطوير وحدة بايثون جديدة تُسمى “SPiP” (مشروع بصمة بكسل المركبة الفضائية) التي تولد تقريبًا لبصمات البكسل المعروضة على خريطة منتظمة لخطوط الطول والعرض باستخدام الهندسة الثلاثية الأبعاد وافتراض (حتى الآن) كوكب كروي (stcherbinine_2023a). في هذه الدراسة، نستخدم درجة حرارة سطح المريخ التي تم استرجاعها مسبقًا باستخدام خوارزمية متعددة الخطوات تم تطبيقها على جزء كبير من طيف EMIRS بين 7.6 و 40 بناءً على النطاق القوي لامتصاص ثاني أكسيد الكربون عند 15 (smith_2022) بين \(L_s=6^\circ\) (MY 36) و \(L_s=11^\circ\) (MY 37)، أي مدارات EMM من 8 إلى 323. تم تقدير الشكوك في قيمة درجة حرارة السطح المسترجعة بحوالي 1 K (smith_2022).
ثم، من أجل منع تحيز الأدوات والتشوهات في البيانات، نعتبر في خرائطنا فقط البيانات من البكسلات التي تلبي الشروط أدناه:
زاوية الانبعاث أقل من 80^.
درجة حرارة السطح المسترجعة بين 140 و 300 K.
كامل مجال الرؤية للبكسل ضمن قرص المريخ.
نظرًا لأن الجليد يمتلك سعة حرارية أعلى من التربة المريخية العادية (عادة \(>2{,}000\) J K\(^{-1}\) m\(^{-2}\) s\(^{-1/2}\) لجليد الماء (schorghofer_2010) و \(>1{,}000\) J K\(^{-1}\) m\(^{-2}\) s\(^{-1/2}\) لجليد ثاني أكسيد الكربون (ciazela_2019) مقابل \(\sim 200\) J K\(^{-1}\) m\(^{-2}\) s\(^{-1/2}\) (putzig_2007)), يمكننا اكتشاف وجود الجليد السطحي الذي يظل مستقرًا طوال اليوم من خلال انخفاض سعة تقلبات درجة حرارة السطح اليومية في هذه المناطق. وبالتالي، ننتج خرائط لدرجة حرارة السطح من استرجاعات EMIRS في جميع الأوقات المحلية المريخية ونحسب التقلبات اليومية لتحويلها إلى خرائط لوجود الجليد السطحي المستقر يوميًا. لقد توصلنا إلى هذه الطريقة لتقلبات درجة الحرارة بدلًا من استخدام درجات الحرارة السطحية المطلقة من أجل تضمين جليد الماء في استرجاعاتنا. على الرغم من أن وجود جليد ثاني أكسيد الكربون يمكن استنتاجه بثقة من درجة الحرارة السطحية المطلقة (انظر القسم [sec:loct_maps_method])، فإن تحديد جليد الماء أكثر تحديًا حيث يجب أن نأخذ في الاعتبار توفر الماء، وقد تظهر بعض الأماكن بدرجة حرارة متوافقة مع جليد الماء بينما هي في الواقع خالية من الجليد. يمكن ملاحظة أن هذه الطريقة لا تسمح لنا بالحصول على أي معلومات حول تكوين الجليد. وبالتالي، بالنسبة لهذه الخرائط، يمكن أن يشير مصطلح “الجليد” إلى جليد الماء أو جليد ثاني أكسيد الكربون.
نقطة جديرة بالملاحظة: فيما يلي، يتم تكرار البيانات على كلا الجانبين من الخرائط (أي من حيث خط الطول) عند تشغيل الاستيفاء والتنعيم لمنع تأثيرات الحافة وأي اعتماد على اختيار خط الطول المركزي.
أولًا، نجمع جميع قيم درجة حرارة السطح المسترجعة من EMIRS التي تلبي شروط تصفية البيانات الموصوفة في القسم [sec:data] على مدار 4 مدارات متتالية لـ EMM للحصول على تغطية مكانية كاملة لجميع الأوقات المحلية. ثم، نحسب خرائط درجة حرارة السطح لفترات زمنية محلية مدتها 1 ساعة بدقة مكانية تبلغ \(0.5^\circ \times 0.5^\circ\) من خلال (أ) إسقاط بصمات البكسل، (ب) الاستيفاء الخطي للبيانات على شبكة خطوط الطول/العرض بأكملها باستخدام scipy.interpolate.griddata (virtanen_2020)، و (ج) التنعيم الغاوسي بانحراف معياري \(\sigma=5\). نحسب أيضًا لكل خريطة تقدير كثافة النواة الغاوسية (KDE) لبياناتنا لكل خريطة عبر scipy.stats.gaussian_kde (virtanen_2020)، ونعلّم بـ “كثافة بيانات منخفضة” جميع بكسلات الخرائط النهائية المرتبطة بـ KDE أقل من \(5 \times 10^{-6}\)، وقد تم ضبط هذه القيمة تجريبيًا بالمقارنة مع خرائط بصمات البكسل.
بعد ذلك، من أجل زيادة تغطية البيانات ومنع استرجاعات درجة الحرارة العرضية المحتملة من بعض البكسلات، نقوم بتجميع البيانات في خرائط مدتها 3 ساعات. للقيام بذلك، نقص كل خريطة مدتها 1 ساعة للاحتفاظ فقط بالبكسلات ذات كثافة البيانات العالية ونحسب الوسيط بين الخرائط الثلاث المتتالية. ثم، نطبق مرة أخرى الاستيفاء الخطي ومرشح التنعيم الغاوسي (بانحراف معياري \(\sigma=10\)) لإعادة بناء البيانات على شبكة خطوط الطول/العرض بالكامل، ونعلّم بـ “كثافة بيانات منخفضة” البكسلات التي تم إعادة بنائها بواسطة الاستيفاء (أي بدون أي بيانات من واحدة من الخرائط الأولية المقطوعة الثلاث). هذا يمنحنا مجموعة من 8 خرائط لدرجة حرارة السطح للأوقات المحلية التي تتراوح من 00:00 إلى 24:00 مع التجميع التالي: 00/03/06/09/12/15/18/21/24.
ثم، نحسب خريطة لسعة تقلبات درجة الحرارة اليومية باستخدام البكسلات التي لدينا فيها 7 نقاط بيانات على الأقل (من 8) على مدار اليوم. نستثني القيم القصوى والدنيا لكل بكسل لمنع نتائجنا من التأثر بالمشكلات البيانية التي قد تؤثر على خريطة واحدة ونحسب الفرق بين أقصى وأدنى قيم درجة الحرارة من البيانات المتبقية \(\Delta T\). هذا يوفر لنا خريطة لسعة تقلب درجة الحرارة بين النهار والليل. تُحوَّل خريطة \(\Delta T\) هذه إلى خريطة للجليد المستقر يوميًا على السطح من خلال معايرة مستمدة من مقارنة مع صور EXI. للقيام بذلك، قمنا بالمقارنة لـ 9 قيم مختلفة من \(L_s\) تتراوح من \(L_s=58^\circ\) إلى \(L_s=290^\circ\) للمدى العرضي للقبتين القطبيتين المستمد من عدة صور EXI مع خرائط \(\Delta T\) المحسوبة باستخدام EMIRS، وحددنا قيم \(\Delta T\) في ملاحظات EMIRS المرتبطة بوجود الجليد السطحي على صور EXI الملتقطة في نفس الوقت. تميز هذه الخريطة للجليد ثلاث فئات:
“جليد” للبكسلات المرتبطة بـ \(\Delta T \leq25~\mathrm{K}\)
“ربما جليد” للبكسلات المرتبطة بـ \(25~\mathrm{K} < \Delta T \leq35~\mathrm{K}\)
“ليس جليد” للبكسلات المرتبطة بـ \(\Delta T > 35~\mathrm{K}\)
قد تبدو عتبات \(\Delta T\) هذه مرتفعة نسبيًا مقارنة بما يُتوقع للأسطح المغطاة بالجليد بشكل مستمر، ولكن بسبب حجم بصمات بكسل EMIRS الكبير، خاصة في العروض العالية، قد تشمل بعض البكسلات مزيجًا من المناطق الجليدية وغير الجليدية. سيؤدي ذلك إلى زيادة درجة الحرارة المسترجعة عندما تكون بعض أجزاء بصمة البكسل غير مغطاة بالجليد.
أخيرًا، نعلّم بـ “كثافة بيانات منخفضة” البكسلات من خريطة الجليد المرتبطة بأقل من 7 بكسلات “ذات كثافة بيانات عالية” من خرائط درجة حرارة السطح المجمعة كل 3 ساعات؛ ونعلّم الخريطة بالكامل بـ “جودة منخفضة” إذا تم وضع علامة على أكثر من 50% من نقاط بياناتها بـ “كثافة بيانات منخفضة”. تتضمن هذه الخرائط أيضًا في المنتجات L3 التي أصدرتها أداة EXI كأقنعة جليد مرتبطة بعمق البصري للغيوم، حيث لا تستطيع الاسترجاعات التمييز بين الجليد الجوي والجليد السطحي (wolff_2022).
بطريقة مماثلة لما يتم عمله لخرائط الجليد المستقر يوميًا (انظر القسم [sec:daily_maps_method])، نختار جميع قيم درجات الحرارة السطحية لجهاز EMIRS التي تم استرجاعها سابقًا (smith_2022) على مدار أربع مدارات متتالية، ونقارنها بدرجة تجمد ثاني أكسيد الكربون (T_\mathrm{CO_2}) المحسوبة لكل بكسل وفقًا لقانون كلابيرون (piqueux_2016): \[\label{eq:Tco2} \ln P = \alpha - \frac{\beta}{T\textsubscript{\coo}}\] مع \(\alpha=23.3494\)، \(\beta=3182.48\)، و\(P\) هو الضغط الجزئي لثاني أكسيد الكربون والذي يُؤخذ بنسبة ٩٦% من الضغط السطحي الكلي (بوحدة مليبار في المعادلة ([eq:Tco2])) (piqueux_2016). بما أنه لا يمكن استرجاع \(P\) بشكل موثوق من بيانات EMIRS وحدها، يتم أخذها من قاعدة بيانات مناخ المريخ (MCD) (forget_1999, millour_2018) ويتم حسابها لتتطابق مع معايير الملاحظة لكل ملاحظة EMIRS (smith_2022). فيما يلي، اعتبارًا من أن ثاني أكسيد الكربون هو المكون الرئيسي للغلاف الجوي المريخي، فإن تكوّن الصقيع من ثاني أكسيد الكربون على السطح لا يقتصر على وجود ثاني أكسيد الكربون الغازي (على عكس صقيع الماء)، لذا سنعتبر أن الصقيع من ثاني أكسيد الكربون موجود على السطح في أي مكان تكون فيه درجة حرارة السطح المسترجعة \(T\) أقل من المتوقعة. ومع ذلك، إذا كان بكسل EMIRS مغطى جزئيًا فقط بجليد ثاني أكسيد الكربون، فإن درجة الحرارة المسترجعة (المتوسطة على مساحة البكسل بالكامل) ستكون أعلى من درجة تجمد ثاني أكسيد الكربون المتوقعة لأن جزءًا من السطح المرصود سيكون غير متجمد وأدفأ من الجزء المتجمد. وبالتالي، سنتمكن فقط من اكتشاف جليد ثاني أكسيد الكربون السطحي الذي يغطي بكسل EMIRS بالكامل.
نقوم بإسقاط النتائج على مسارات كل بكسل في شرائح من ٣ ساعات من الوقت المحلي، مركزة على كل ساعة من اليوم، بدقة مكانية تبلغ \(٠٫٥^\circ \times ٠٫٥^\circ\). وهذا ينتج عنه ٢٤ خريطة تحتوي على ٣ قيم:
“جليد ثاني أكسيد الكربون” إذا كان \(T \leq \Tcoo\)
“لا جليد ثاني أكسيد الكربون” إذا كان \(T > \Tcoo\)
“ربما جليد ثاني أكسيد الكربون” إذا كان هناك تداخل بين مسارات البكسلات المرتبطة بدرجات حرارة “جليد ثاني أكسيد الكربون” و“لا جليد ثاني أكسيد الكربون”
ثم، نستخدم تقنية الاستيفاء الأقرب للبكسل لإعادة بناء خريطة كاملة لوجود جليد ثاني أكسيد الكربون باستخدام scipy.interpolate.griddata (virtanen_2020). وأخيرًا، نحسب تقدير الكثافة الغاوسية لبياناتنا لكل خريطة عبر scipy.stats.gaussian_kde (virtanen_2020)، ونعلم كـ “كثافة بيانات منخفضة” جميع بكسلات الخرائط النهائية المرتبطة بكثافة أقل من \(٥ \times ١٠^{-٦}\)، وقد تم تعديل هذه القيمة تجريبيًا بالمقارنة مع خرائط مسارات البكسلات. قد يلاحظ المرء أن الخرائط المتتالية لها تداخل زمني من ١ أو ٢ ساعة، ولكن هذا يسمح لنا بالحصول على رؤية أكثر سلاسة لرؤية أفضل لبداية تكوّن جليد ثاني أكسيد الكربون على السطح، دون التحيز بسبب اختيار تجزئة الوقت المحلي.
يُظهر الشكل [fig:seasonal_variations] التطور الموسمي لخطوط العرض المتوسطة للقبتين القطبيتين الموسميتين الشمالية والجنوبية بين \(L_s=57^\circ\) (MY 36) و\(L_s=11^\circ\) (MY 37) المستخلصة من ملاحظات EMIRS. تم الحصول على هذا الشكل من خلال حساب القيمة المتوسطة لخرائط الجليد المستقر خلال اليوم (انظر القسم [sec:daily_maps_method]) عبر جميع خطوط الطول للملاحظات التي تحمل علامة جودة عالية. يشمل النطاق الزمني صيف الشمال وانحسار SNPC/تقدم SSPC مع جزء من شتاء الشمال. بالإضافة إلى ذلك، ندرج أيضًا في الشكل [fig:seasonal_variations] حواف القبتين القطبيتين كما تم استنتاجها من أدوات مدارية أخرى (OMEGA & MOC) لسنوات مريخية سابقة (benson_2005, schmidt_2010, appere_2011)، والتي تم التنبؤ بها بواسطة نموذج Mars PCM الإصدار 6 العددي الذي يقيم “سيناريو غبار اعتيادي” (forget_1999, navarro_2014a, naar_2021, forget_2022) كمقارنة مع استرجاعات EMIRS لـ MY 36. بالنسبة لنموذج Mars PCM، يتم تعريف مناطق القبة كمناطق تزيد فيها طبقة الجليد السطحية عند LST=12 المتوسطة عبر جميع خطوط الطول عن \(10^{-3}\) كغ/م\(^{-2}\).
نلاحظ أن حافة SNPC تظل مستقرة بين \(70^\circ\) شمالًا و\(75^\circ\) شمالًا بين \(L_s=58^\circ\) و\(L_s=143^\circ\) (أي، خلال صيف الشمال، عندما تبقى فقط القبة القطبية الشمالية الدائمة NPRC)، ثم تتحرك تدريجيًا نحو خط الاستواء لتصل إلى \(\sim40^\circ\) شمالًا عند \(L_s=250^\circ\) وتبقى هناك حتى \(L_s=290^\circ\). على عكس معظم الدراسات السابقة حول تطور SNPC، لا نلاحظ هنا انحسار القبة بل نموها، مما سيوفر مساهمة ملحوظة في فهمنا العام للدورة السنوية لـ SNPC.
بالنظر إلى عدم اليقين بحوالي \(\sim3^\circ\) في خط العرض بسبب المدى المكاني لبكسلات EMIRS عند هذا العرض، فإن استرجاعات SNPC لدينا تتطابق مع القياسات السابقة بواسطة MOC وOMEGA عند \(L_s\sim57^\circ\) (MY 36) و\(L_s\sim11^\circ\) (MY 37) (benson_2005, appere_2011). ومع ذلك، يمكننا أن نرى أنه بعد انقلاب الصيف الشمالي (\(L_s=90^\circ\))، تحدث فجوة أكبر بين استرجاعات EMIRS التي تحدد حافة القبة حول \(70^\circ\) شمالًا – \(75^\circ\) شمالًا وملاحظات MOC السابقة التي تبلغ عن حد حول \(80^\circ\) شمالًا (benson_2005). من خلال النظر في الخرائط المحصولة سابقًا لـ NPRC، يمكننا أن نرى أنها تصل بالكاد إلى \(80^\circ\) شمالًا، ولكننا نلاحظ أيضًا وجود منطقة إضافية من جليد الماء الدائم بين خطوط العرض \(74^\circ\) شمالًا و\(80^\circ\) شمالًا لخطوط الطول التي تتراوح من \(95^\circ\) شرقًا إلى \(245^\circ\) شرقًا (langevin_2005a, stcherbinine_2021b). وبالتالي، نظرًا لأن هذه المنطقة تمثل \(\sim40\%\) من خطوط الطول أدناه
تتميز منطقة سيبِس في المريخ بعدم التماثل الشديد ويمكن تقسيمها إلى منطقتين: “المشفورة” و“غير المشفورة” (kieffer_2000, schmidt_2010). لا تتمتع هذه المناطق بنفس معدل التسامي خلال انحسار الغطاء القطبي ولا تمتد إلى نفس خطوط العرض. بشكل خاص، خلال الصيف الجنوبي، يظل الغطاء القطبي الجنوبي المتبقي (SPRC) موجودًا فقط في المنطقة “غير المشفورة” (langevin_2007, schmidt_2010). وعليه، بالنظر إلى المنهجية المستخدمة هنا لرسم خريطة التطور الموسمي للأغطية القطبية باستخدام EMIRS، نتوقع أن يكون الحد الجغرافي العرضي لـ SPRC الذي يحدده EMIRS موجودًا بين الحدود “المشفورة” و“غير المشفورة” المستنتجة من ملاحظات OMEGA (schmidt_2010).
فعلاً، نلحظ توافقًا جيدًا بين نتائج EMIRS وملاحظات OMEGA خلال الشتاء الجنوبي (\(L_s\sim 95^\circ - 130^\circ\)) والنصف الثاني من انحسار SSPC (\(L_s \sim 200^\circ - 295^\circ\)). بين \(L_s=133^\circ\) و \(L_s=190^\circ\)، يتم اكتشاف حد SSPC الخاص بـ EMIRS حتى 6^ شماليًا أكثر من الحافة الخارجية لـ OMEGA (“غير المشفورة الخارجية”). ومع ذلك، فإن الحدود التي استنتجها OMEGA هي خطوط “الزعفران” (schmidt_2009, schmidt_2010)، أي حدود ترسبات بينما تلتقط طرقنا جميع الجليدات التي قد تكون موجودة على السطح (أو ).
بالنسبة للحدود المتوقعة بواسطة Mars PCM، نلحظ أنها تتطابق مع اكتشافاتنا من \(L_s=58^\circ\) إلى \(L_s=92^\circ\) ولـ \(L_s \sim 150^\circ - 225^\circ\). ثم يكون خط PCM عند خطوط عرض أكثر استوائية (حتى 5^) مقارنة بالاكتشافات لدينا ولكنه يتطابق مع الحد “غير المشفور الخارجي” الذي استنتجه OMEGA (schmidt_2009, schmidt_2010) من \(L_s \sim 225^\circ\) إلى \(L_s \sim 265^\circ\). بالنظر إلى عدم اليقين البالغ 3^ في خطوط العرض في استرجاعاتنا، قد تعكس هذه الاختلافات التباينات السنوية في انحسار SSPC (piqueux_2015a)، خاصة أن تشغيل PCM لا يشمل السيناريو المحدد لـ MY 36. أو قد تكون نتيجة لخليط بين المناطق المشفورة وغير المشفورة في SSPC أثناء حساب الوسيط عبر جميع خطوط الطول، مع غلبة المنطقة المشفورة في استرجاعات EMIRS والمنطقة غير المشفورة في نتائج PCM، والتي يمكن أن تكون مرتبطة بعدم اليقين الأعلى من حيث خطوط الطول في استرجاعات EMIRS عند خطوط العرض العالية بسبب الامتداد المكاني لبصمات البكسل.
من خرائط جليد ثاني أكسيد الكربون السطحي المولدة لفترات ثلاث ساعات من الزمن الشمسي المحلي على أساس أربعة مدارات كما وُصف في القسم [sec:loct_maps_method]، نحسب لكل فترة زمنية خريطة نسبة الكشف عن جليد ثاني أكسيد الكربون على نطاقات أوسع من \(L_s\)، مع الأخذ بعين الاعتبار فقط البكسلات المصنفة على أنها “كثافة بيانات عالية”.
نلاحظ أن جليد ثاني أكسيد الكربون يُكتشف هنا غالبًا بين أوقات الزمن الشمسي المحلي من الثالثة صباحًا حتى السادسة صباحًا. يمكننا أن نرى أنه بخلاف القبتين القطبيتين، يتم اكتشاف جليد ثاني أكسيد الكربون ليلًا في المناطق الاستوائية ومناطق خطوط العرض المتوسطة غالبًا حول ١٠٠^ (منطقة ثارسيس)، وأيضًا حول ٤٠^ (أرابيا تيرا)، والتي تتوافق مع مناطق ذات قصور حرارية منخفضة (putzig_2007) حيث تم اكتشاف جليد سطح ثاني أكسيد الكربون ليلًا من خلال قياسات MCS أو THEMIS (piqueux_2016, khuller_2021a, lange_2022).
بالنسبة للتطور اليومي لهذه الودائع من جليد ثاني أكسيد الكربون، نلاحظ أنه يبدأ بالظهور في منتصف الليل (اللوحة ١) ويستمر بعد الساعة ٦ صباحًا ليختفي خلال النهار، مع وجود أقصى شدة بين الزمن الشمسي المحلي من ٣:٠٠ إلى ٦:٠٠ (اللوحة ٢). يحدث تكاثف ثاني أكسيد الكربون خلال النصف الثاني من الليل المريخي حتى شروق الشمس.
يمكننا أن نرى أن اكتشافاتنا لجليد ثاني أكسيد الكربون السطحي غير القطبي تتغير مع \(٠١٢٣٤٥٦٧٨٩٠١٢٣٤٥٦٧٨٩٠١٢٣٤٥٦^\circ L_s\): بينما تظل موجودة في نفس المنطقتين المذكورتين أعلاه، يتطور تواتر الاكتشافات جنبًا إلى جنب مع حجم المنطقة المغطاة بالجليد. بالفعل، يتم اكتشاف جليد ثاني أكسيد الكربون في المناطق الاستوائية وخطوط العرض المتوسطة غالبًا لـ \(٦^\circ \leq L_s \leq ١٩^\circ\) و \(١٢٠^\circ \leq L_s \leq ٢٠٣^\circ\) (اللوحات ١، ج & د).
هذا الاتجاه الموسمي تم ملاحظته سابقًا بواسطة MCS و THEMIS (piqueux_2016, khuller_2021a). ومع ذلك، قد يلاحظ المرء عددًا أقل من الكشف عن الجليد في نتائج EMIRS لدينا، والتي قد تكون مرتبطة بالفرق في الدقة المكانية بين الآلات. بالفعل، الدقة المكانية لبكسلات EMIRS تتراوح بين ١٠٠ و ٣٠٠ كم (edwards_2021)، وهو أكبر بكثير من بضعة كيلومترات لبصمات MCS (mccleese_2007) أو ١٠٠ م لـ THEMIS (christensen_2004).
في هذه الورقة، نقدم نتائج دراستنا حول مراقبة جليد السطح على المريخ باستخدام جهاز EMIRS على متن EMM. من خلال تتبع تغير درجة حرارة السطح خلال اليوم، طورنا طريقة لرسم خرائط تلقائية لوجود الجليد المستقر خلال اليوم على السطح، مما يتيح لنا مراقبة التغيرات الموسمية للقبتين القطبيتين. ثم، استنادًا إلى الطريقة التي طُورت سابقًا لبيانات MCS (piqueux_2016)، نستخدم درجة حرارة السطح للكشف عن وجود الصقيع ورسم خرائط له على سطح الكوكب. نؤكد ظهور واختفاء الصقيع السطحي خلال اليوم تحت خطوط العرض الاستوائية التي أُبلغ عنها سابقًا بواسطة (piqueux_2016) ونراقب لأول مرة تطوره وفقًا للوقت المحلي بفضل المدار الفريد لمسبار EMM.
نراقب تطور القبتين القطبيتين الموسميتين من 57°\(L_s\) (MY 36) إلى 11°\(L_s\) (MY 37)، بدقة زمنية تبلغ 5°\(L_s\) (10 أيام أرضية). بالإضافة إلى ذلك، تتيح الرؤية الواسعة لجهاز EMIRS وإتمام طريقتنا مراقبة التغيرات السنوية لكلتا القبتين القطبيتين بشكل مستمر ومتزامن.
كما نتمكن لأول مرة من ملاحظة ظهور واختفاء الصقيع الليلي في خطوط العرض المنخفضة على سطح الكوكب، بفضل القدرة الفريدة لأدوات EMM على توفير تغطية كاملة من حيث الوقت المحلي. يتم اكتشاف جليد ثاني أكسيد الكربون على السطح حتى خط الاستواء حول الاعتدالين الربيعي والخريفي في النصف الثاني من الليل (بين الساعة 3 و6 صباحًا بشكل أساسي) مع تسامٍ سريع عند شروق الشمس، مما يؤكد التوقعات النموذجية السابقة.
وحدة استرجاع SPiP متاحة بحرية على GitHub على الرابط https://github.com/NAU-PIXEL/spip (stcherbinine_2023a).
البيانات من مهمة الإمارات لاستكشاف المريخ (EMM) متاحة بحرية وعلنية على مركز بيانات علم EMM (SDC، http://sdc.emiratesmarsmission.ae). تم تحديد هذا الموقع كمستودع أساسي لجميع المنتجات البيانية التي ينتجها فريق EMM ويُعتبر مستودعًا طويل الأمد كما تتطلبه وكالة الفضاء الإماراتية. البيانات المتاحة (http://sdc.emiratesmarsmission.ae/data) تشمل بيانات الفضاء الإضافية، تيليمترية الأداة، البيانات الأولية للأداة إلى المنتجات العلمية المشتقة من المستوى 3، المنتجات السريعة، وأدلة مستخدمي البيانات (https://sdc.emiratesmarsmission.ae/documentation) للمساعدة في تحليل البيانات. بعد إنشاء تسجيل دخول مجاني، يمكن البحث عن جميع بيانات EMM عبر معايير مثل اسم ملف المنتج، خط الطول الشمسي، وقت الاقتناء، خطوط العرض والطول تحت الفضاء، الأداة، مستوى منتج البيانات، إلى آخره.
يمكن تصفح منتجات البيانات داخل SDC عبر هيكل نظام ملفات موحد يتبع الاتفاقية: /emm/data/<Instrument>/<DataLevel>/<Mode>/<Year>/<Month>
أسماء ملفات منتجات البيانات تتبع اتفاقية قياسية:emm_<Instrument>_<DataLevel><StartTimeUTC>_<OrbitNumber>_<Mode>_<Description>_<Kernel-Level>_<Version>.<FileType>
بيانات EMIRS وأدلة المستخدمين متاحة على: https://sdc.emiratesmarsmission.ae/data/emirs
الإصدار السادس من Mars PCM وMCD متاح من http://www-mars.lmd.jussieu.fr
يرغب الكُتّاب في شكر Sylvain Piqueux (JPL) على مناقشاته المفيدة بخصوص استرجاعات جليد ثاني أكسيد الكربون.
تم تمويل هذا العمل من قبل مشروع مهمة الإمارات لاستكشاف المريخ تحت جهاز الطيف الكهرومغناطيسي للأشعة تحت الحمراء للمريخ من خلال وكالة الفضاء الإماراتية ومركز محمد بن راشد للفضاء.