تأليف
يُعَدُّ التكثفُ والتساميُ للثلوج على سطح المريخ جزءًا أساسيًا من دورتي الماء وثاني أكسيد الكربون، سواء على المستوى الموسمي أو اليومي. وعلى الرغم من أنّ معظم الثلوج تتركّز في القبعات القطبية، فإنّ الصقيع السطحي يتكوّن خلال الليل حتى في خطوط العرض الاستوائية. في هذه الدراسة، نستخدم بيانات جهاز EMIRS (الطيف الحراري الفضائي الإماراتي) على متن مهمة الإمارات لاستكشاف المريخ «الأمل» لرصد التطوّر اليومي والموسمي للثلوج على سطح المريخ خلال نحو عامٍ مريخيٍ واحدٍ. وتوفّر التغطية الزمنية المحلية الفريدة التي يوفرها الجهاز فرصةً لمتابعة ظهور صقيع ثاني أكسيد الكربون في المناطق الاستوائية خلال النصف الثاني من الليل المريخي حول الاعتدالين، ويمتد تتبّعه حتى يتسامي عند شروق الشمس.
تُعَدُّ القبعات القطبية على المريخ المخزن الرئيسي لكل من جليد الماء وثاني أكسيد الكربون على الكوكب الأحمر، حيث يلتقي السطح بالغلاف الجوي مع تبادلٍ نشطٍ للمتطايرات عبر عمليتي التسامي والتكثف. إن نموّ هذه القبعات وانحسارها الموسميّان عمليتان مهمّتان في دورات الماء وثاني أكسيد الكربون الحالية على المريخ، وهما من السمات الرئيسية للدوران الجوي العالمي. ففي كل عام، تتكثّف نسبة كبيرة من ثاني أكسيد الكربون الجوي في القبعات القطبية الموسمية، مما يؤدي إلى تقلبات سنوية تُقدّر بحوالي ثلث كتلة الغلاف الجوي. بالإضافة إلى ذلك، فإن وجود الجليد على السطح يغيّر من البياض والقصور الحراري، مما يؤثر على موازنة الطاقة على المستويين المحلي والكوكبي.
في حين يتركّز الجليد بشكلٍ رئيسٍ في المناطق القطبية، يمكن ملاحظة جليدَي ثاني أكسيد الكربون والماء بشكلٍ موسميٍّ أيضا في خطوط العرض المنخفضة، سواء في ظلال المنحدرات المواجهة للقطب أو في قيعان بعض الفوهات. ومن منظورٍ يوميّ، لاحظت الدراسات ترسّبَهُ على السطح خلال الليل وبقاءه حتى الصباح الباكر. وقد أظهرت هذه الدورة تأثيراتٍ على العمليات السطحية مثل تكوين الأخاديد أو خطوط الانحدار. لذلك، فإن تحديد هذه الدورة وخصائص جليد ثاني أكسيد الكربون في هذه المناطق يعدّ أمراً أساسياً لفهم العمليات النشطة على سطح المريخ. كما أظهرت مراقبة نموّ وانحسار القبعات القطبية عبر السنوات الماضية تقلباتٍ بينية، مما يجعل من المهم متابعة تطوّر القبعتين الموسميتين، الشمالية والجنوبية.
في هذه الدراسة، نستخدم لأول مرة بيانات مهمة الإمارات لاستكشاف المريخ لرسم خرائط وتتبّع تطوّر القبعات القطبية على المريخ إلى جانب صقيع ثاني أكسيد الكربون السطحي الليلي في خطوط العرض المنخفضة. أولاً، نصف مجموعة البيانات والأساليب المستخدمة للكشف عن الجليد السطحي ورسم خرائطه. ثم نستعرض المراقبة الموسمية واليومية للقبعات القطبية وصقيع ثاني أكسيد الكربون الليلي ضمن خطوط العرض المتوسطة. وأخيراً، نلخّص 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 و100 ميكرومتر بدقة طيفية قابلة للتحديد تبلغ 5 cm^{-1} أو 10 cm^{-1} ابتداءً من فبراير 2021. يتيح المدار الفريد لـEMM لـEMIRS مراقبة سطح المريخ عبر جميع الأوقات المحلية في حوالي 4 مدارات، ما يعادل ≃5° في L_s أو 10 أيام أرضية. لكل مراقبةٍ نهاريةٍ بواسطة EMIRS، تُلتقط صور مرئية بالأشعة فوق البنفسجية عالية الدقة للقرص المريخي بواسطة جهاز الإمارات للتصوير الاستكشافي (EXI) مباشرةً قبل ذلك، مما يتيح إجراء مقارناتٍ مباشرةٍ بين مجموعتي البيانات.
مع حجم بكسل يتراوح عادةً بين 100 و300 كم، من المهم مراعاة المدى المكاني لكل بكسل عند حساب الخرائط بدقة، خاصة في المناطق القطبية ذات زوايا الانبعاث المرتفعة. وعلى الرغم من توفير مضلعات بصمات البكسل كما تم حسابها بواسطة نوى SPICE، فإن استخدامها لإنشاء الخرائط ليس بديهيًا ويستغرق وقتًا طويلاً. لذلك، طوّرنا وحدة بايثون جديدة تُسمّى «SPiP» (مشروع بصمة بكسل المركبة الفضائية)، التي تولّد تقريبًا بصمات البكسل معروضةً على خريطة منتظمة لخطوط الطول والعرض باستخدام الهندسة الثلاثية الأبعاد وافتراض كوكب كروي. في هذه الدراسة، نعتمد على درجة حرارة سطح المريخ التي استُرجعت مسبقًا باستخدام خوارزمية متعددة الخطوات طُبّقت على جزء كبير من طيف EMIRS بين 7.6 و40 ميكرومتر، باستثناء نطاق امتصاص ثاني أكسيد الكربون القوي عند 15 ميكرومتر، في الفترة من L_s=6° (السنة المريخية 36) إلى L_s=11° (السنة المريخية 37)، أي مدارات EMM من 8 إلى 323. وقدّرت الشكوك في درجة حرارة السطح المسترجعة بحوالي 1 K.
لمنع تحيّز الأدوات والتشوهات في البيانات، نأخذ في الاعتبار في خرائطنا فقط البكسلات التي تلبي الشروط التالية:
زاوية الانبعاث أقل من 80°.
درجة حرارة السطح المسترجعة بين 140 و300 K.
أن يكون كامل مجال رؤية البكسل ضمن قرص المريخ.
لما للجليد من قدرةٍ حرارية أعلى من التربة المريخية العادية (غالبًا >2 000 J K^{-1} m^{-2} s^{-1/2} لجليد الماء و>1 000 J K^{-1} m^{-2} s^{-1/2} لجليد ثاني أكسيد الكربون مقابل ≃200 J K^{-1} m^{-2} s^{-1/2} للمواد غير المجلدة)، يمكن اكتشاف وجود الجليد السطحي المستقر طوال اليوم من خلال انخفاض سعة تقلبات درجة حرارة السطح اليومية. لذلك، نولد خرائط لدرجة حرارة السطح من استرجاعات EMIRS عند جميع الأوقات المحلية المريخية، ونحسب التقلبات اليومية لتحويلها إلى خرائط لوجود الجليد المستقر يوميًا. اخترنا هذه الطريقة لأن الاعتماد على التغيرات اليومية أكثر شمولًا لاحتواء جليد الماء في الاسترجاعات؛ فبينما يمكن استنتاج جليد ثاني أكسيد الكربون بثقة من درجات الحرارة المطلقة، يظل تحديد جليد الماء أكثر تحديًا، إذ قد تظهر بعض المناطق بدرجات حرارة متوافقة مع جليد الماء وهي في الواقع خالية من الجليد. ومن الجدير بالذكر أنّ هذه الطريقة لا تقدم معلومات عن تركيب الجليد؛ لذا يمكن لأصلح مصطلح «الجليد» في هذه الخرائط أن يشمل جليد الماء أو جليد ثاني أكسيد الكربون.
نقطةٌ جديرةٌ بالملاحظة: نكرر البيانات على جانبي الخرائط (من حيث خط الطول) عند تشغيل عمليات الاستيفاء والتنعيم لتجنب تأثيرات الحواف وأي تحيز ناتج عن اختيار خط الطول المركزي.
أولاً، نجمع جميع قيم درجة حرارة السطح المسترجعة من EMIRS التي تفي بشروط التصفية على مدار 4 مدارات متتالية لـEMM للحصول على تغطية مكانية كاملة لجميع الأوقات المحلية. ثم نحسب خرائط درجة حرارة السطح لفواصل زمنية محلية مدتها 1 ساعة بدقة مكانية تبلغ 0.5°×0.5° من خلال: (أ) إسقاط بصمات البكسل، (ب) الاستيفاء الخطي باستخدام scipy.interpolate.griddata
على شبكة خطوط الطول/العرض الكاملة، و(ج) التنعيم الغاوسي بانحراف معياري σ=5. كما حسبنا لكل خريطة تقدير كثافة النواة الغاوسية (KDE) باستخدام scipy.stats.gaussian_kde
، وعَلَّمنا البكسلات ذات KDE أقل من 5×10^{-6} بأنها «كثافة بيانات منخفضة»، وقد ضبطنا هذا الحد تجريبيًا بمقارنة خرائط KDE مع خرائط بصمات البكسل.
بعد ذلك، لتعزيز التغطية المكانية ولمنع الاسترجاعات العرضية لبعض البكسلات، نجمع البيانات في خرائط مدتها 3 ساعات. نفصّل كل خريطة من خرائط الـ1 ساعة لاحتفاظ البكسلات ذات «كثافة بيانات عالية» فقط، ثم نحسب المتوسط الوسيط بين ثلاث خرائط متتالية. بعد ذلك، نعيد الاستيفاء الخطي ونعيد التنعيم الغاوسي (σ=10) لإعادة بناء البيانات على شبكة خطوط الطول/العرض، ونعلّم بالبكسلات المعاد بناؤها التي لم تحتوِ على أي بيانات أصلية بأنها «كثافة بيانات منخفضة». ينتج عن ذلك 8 خرائط لدرجة حرارة السطح عند الأوقات المحلية 00:00، 03:00, …, 21:00 و24:00.
بعد ذلك، نحسب خريطة سعة التغير اليومي في درجة الحرارة باستخدام البكسلات التي وقف بها ≥7 نقاط بيانات من أصل 8. نستبعد القيم القصوى والدنيا لكل بكسل لتقليل تأثير القيم الشاذة، ثم نحسب الفرق بين أقصى وأدنى درجة حرارة متبقية ΔT. تعكس خريطة ΔT هذه سعة اختلاف درجة الحرارة بين النهار والليل. ننقل خريطة ΔT إلى خريطة للجليد المستقر يوميًا عبر معايرة مقارنة مع صور EXI. لتحقيق ذلك، قارنا 9 قيم من L_s (من 58° إلى 290°) لمدى القبعات القطبية المستمدة من صور EXI مع خرائط ΔT المحسوبة بواسطة EMIRS. حددنا قيم ΔT المرتبطة بوجود الجليد السطحي في صور EXI الملتقطة في نفس الوقت. تصنف هذه الخرائط إلى ثلاث فئات:
«جليد» للبكسلات التي تحقق ΔT≤25 K
«ربما جليد» للبكسلات التي تحقق 25 K<ΔT≤35 K
«ليس جليد» للبكسلات التي تحقق ΔT>35 K
قد تبدو هذه العتبات مرتفعة نسبيًا مقارنة بسطوح مغطاة بالجليد بشكلٍ دائم، لكن حجم بصمات بكسل EMIRS الكبير يعني أن بعض البكسلات قد تضم مناطق مجلدة وغير مجلدة، فتشمل حرارة أعلى من المناطق الخالية من الجليد، مما يزيد ΔT الإجمالي.
أخيرًا، نعلّم بالبكسلات ذات أقل من 7 نقاط «ذات كثافة بيانات عالية» في خرائط درجة الحرارة المجمعة كل 3 ساعات بأنها «كثافة بيانات منخفضة»، ونعلّم الخريطة بأكملها بأنها «جودة منخفضة» إذا كان أكثر من 50% من بكسلاتها «كثافة بيانات منخفضة». تتضمن منتجات المستوى 3 أيضًا أقنعة للجليد الجوي حسب عمق البصري للغيوم، حيث لا تميز الاسترجاعات بين الجليد الجوي والسطحي.
بنفس المنهجية، نختار جميع قيم درجة حرارة السطح التي استُرجعت من EMIRS على مدار أربعة مدارات متتالية، ثم نقارنها بدرجة تجمّد ثاني أكسيد الكربون المحسوبة لكل بكسل حسب قانون كلابيرون: \[\label{eq:Tco2} \ln P = \alpha - \frac{\beta}{T_{CO2}}\] حيث α=23.3494، β=3182.48، وP هو الضغط الجزئي لثاني أكسيد الكربون (96% من الضغط السطحي الكلي، بالمليبار). وبما أنّه لا يمكن استخلاص P بدقة من بيانات EMIRS وحدها، نأخذه من قاعدة بيانات مناخ المريخ (MCD) ونحسبه ليتوافق مع شروط كل ملاحظة. ونظراً لكون ثاني أكسيد الكربون المكوّن الرئيسي للغلاف الجوي المريخي، فإن الصقيع السطحي ينشأ حين تكون T المسترجعة أقل من T_{CO2}. ولكن إذا غطى الجليد ثلث أو أقل من مساحة البكسل، فسيُرفع المتوسط الحراري المُسجَّل، ولن يكفي لاكتشافه بدقة؛ لذلك نقتصر على اكتشاف الجليد الذي يغطي كامل كل بكسل.
نُسقط النتائج على مسارات البكسلات ضمن فواصل زمنية محلية مدتها 3 ساعات، مركزةً على كل ساعة من اليوم، بدقة مكانية 0.5°×0.5°. ينتج عن ذلك 24 خريطة تحتوي على ثلاث فئات:
«جليد ثاني أكسيد الكربون» إذا كان T≤T_{CO2}
«لا جليد ثاني أكسيد الكربون» إذا كان T>T_{CO2}
«ربما جليد ثاني أكسيد الكربون» إذا اجتمعت مسارات ترتبط بدرجات حرارة «جليد» و«لا جليد» في البكسل نفسه
بعد ذلك، نعيد بناء خريطة كاملة لوجود جليد ثاني أكسيد الكربون باستخدام استيفاء أقرب بكسل عبر scipy.interpolate.griddata
، ثم نحسب تقدير الكثافة الغاوسية لكل خريطة باستخدام scipy.stats.gaussian_kde
ونعلّم البكسلات ذات الكثافة أقل من 5×10^{-6} بأنها «كثافة بيانات منخفضة». قد يبدو أن الخرائط المتعاقبة تتداخل زمنياً بساعة أو ساعتين، لكن ذلك يمنح رؤية أكثر سلاسة لبداية تكوّن الصقيع السطحي دون تحيّز ناتج عن تقسيم الوقت المحلي.
يُظهر الشكل 1 التطوّر الموسمي في خطوط العرض الوسطى للقبعات القطبية الموسمية الشمالية والجنوبية بين L_s=57° (MY 36) وL_s=11° (MY 37)، كما استُخلص من ملاحظات EMIRS. اشتقينا هذا الشكل بحساب المتوسط الخطي لخرائط الجليد المستقر خلال اليوم عبر جميع خطوط الطول للملاحظات عالية الجودة. يشمل النطاق صيف الشمال ومراحل انحسار القبعة القطبية الشمالية الموسمية (SNPC) وتقدم القبعة القطبية الجنوبية الموسمية (SSPC) مع جزء من شتاء الشمال. أضفنا أيضاً في الشكل حدود القبعات القطبية كما استنتجتها أدوات مدارية أخرى (OMEGA وMOC) لسنوات مريخية سابقة، فضلاً عن توقعات نموذج المناخ الكوكبي المريخي (Mars PCM الإصدار 6) لسيناريو الغبار الاعتيادي.
نلاحظ أن حافة القبعة القطبية الشمالية الموسمية (SNPC) تبقى مستقرة بين ≃70° و75° شمالًا من L_s=58° حتى L_s=143° (الصيف الشمالي)، حيث يبقى الجليد الدائم (NPRC). بعدها يتحرك الحافَر تدريجيًا نحو خط الاستواء حتى ≃40° شمالًا عند L_s=250° ويستقر هناك حتى L_s=290°. وعلى خلاف أغلب الدراسات السابقة، لا نرصد انحسارًا ثابتًا بعد انقلاب الصيف الشمالي (L_s=90°), بل نلمس امتدادًا إضافيًا للجليد في مراحل محددة، ما يوسع فهمنا للدورة السنوية للقبعة القطبية الشمالية الموسمية.
بالنظر إلى عدم اليقين بنحو ∼3° في خطوط العرض بسبب المدى المكاني الكبير لبكسلات EMIRS عند هذه العروض، تتوافق استرجاعاتنا عمومًا مع بيانات MOC وOMEGA عند L_s≃57° وL_s≃11°. ومع ذلك، بعد L_s=90° يظهر فارق يصل إلى نحو 5°–10° بين حافة القبعة التي نحددها وحافة MOC المبلغ عنها عند ≃80° شمالًا. ويعود ذلك جزئيًا إلى امتداد جليدي إضافي بين 74° و80° شمالًا على نحو 40% من خطوط الطول، مما يميل بمتوسط خطوط العرض تحديد الحافة باتجاه خط الاستواء.
تتميز منطقة سيبس بعدم تماثل تضاريسها، ويمكن تقسيمها إلى منطقتين: «المشفورة» و«غير المشفورة». لا تتمتع هاتان المنطقتان بنفس معدل التسامي خلال انحسار الغطاء القطبي، ولا تمتدان إلى نفس خطوط العرض. ففي الصيف الجنوبي، يبقى الغطاء القطبي الجنوبي المتبقي (SPRC) محصورًا في المنطقة «غير المشفورة» فقط. لذا، باستخدام منهجية EMIRS لرسم التطور الموسمي للأغطية القطبية، نتوقع أن تحدد استرجاعاتنا حدود SPRC بين حدود المنطقتين «المشفورة» و«غير المشفورة» المستندة إلى ملاحظات OMEGA.
فعلاً، نلمس توافقًا جيدًا بين نتائج EMIRS وبيانات OMEGA خلال الشتاء الجنوبي (L_s≃95°–130°) والنصف الثاني من انحسار SSPC (L_s≃200°–295°). بين L_s=133° وL_s=190° يحدد EMIRS الحافة شمالًا بحوالي 6° أكثر من الحد الخارجي المبلغ عنه بواسطة OMEGA («غير المشفورة الخارجية»)، لكن ذلك يعكس طبيعة المعالجة التي تلتقط جميع الجليدات السطحية المحتملة وليس الصبغات فقط.
بالنسبة لنموذج Mars PCM، نلاحظ تطابقًا مع استرجاعاتنا من L_s=58° إلى L_s=92° وإلى حدٍّ ما في L_s≈150°–225°. بعد ذلك يميل الحد النموذجي لخطوط عرض أكثر استوائية (حتى ≃5°) مقارنة باكتشافاتنا، لكنه يتقاطع مع الحد «غير المشفور الخارجي» عند L_s≈225°–265°. وقد تنبع هذه الاختلافات من التباينات السنوية في انحسار الغطاء أو توزيعه عبر خطوط الطول، بالإضافة إلى تأثير حجم البكسلات على الاسترجاعات عند خطوط العرض العالية.
من خرائط جليد ثاني أكسيد الكربون السطحي المولَّدة لفواصل مدتها ثلاث ساعات من الزمن الشمسي المحلي، نحسب لكل فترة خريطة لنسبة الاكتشاف عبر نطاقات من L_s، مع الأخذ في الاعتبار البكسلات المصنفة كـ«كثافة بيانات عالية» فقط.
نلاحظ أن جليد ثاني أكسيد الكربون يُكتشف غالبًا في النصف الثاني من الليل المريخي، بين الزمن الشمسي المحلي 03:00 و06:00. إذ يُظهر التوزيع أن الاكتشاف، بخلاف القبعات القطبية، يشمل مناطق استوائية وخطوط عرض متوسطة مثل ثارسيس (≃100° شرقًا) وأرابيا تيرا (≃40° شرقًا)، وهي مناطق ذات قصور حراري منخفض سبق أن رُصد فيها الصقيع بوساطة MCS وTHEMIS.
أما بالنسبة للتطور اليومي لهذه الترسبات، فنلاحظ بدايتها في منتصف الليل واستمرارها حتى ما بعد الساعة 06:00، ثم تلاشيها خلال النهار، مع ذروةٍ بين 03:00 و06:00. ويحدث تكاثف ثاني أكسيد الكربون خلال النصف الثاني من الليل المريخي حتى شروق الشمس.
ويمكننا أيضًا ملاحظة تغيرات موسمية في هذه الاكتشافات حسب L_s: تظل الاكتشافات موجودة في المناطق الاستوائية والمتوسطة ذاتها، لكن تواترها يتغير مع امتداد منطقتها المغطاة بالجليد. فعليًا، يُكتشف جليد ثاني أكسيد الكربون في هذه المناطق عادةً عند 6°≤L_s≤19° و120°≤L_s≤203°.
لقد لوحظ هذا الاتجاه الموسمي سابقًا بواسطة MCS وTHEMIS. غير أننا نسجل عددًا أقل من الاكتشافات مقارنةً بهما، ويرجع ذلك جزئيًا لاختلاف الدقة المكانية للأجهزة؛ فجودة بكسل EMIRS (100–300 كم) أكبر بكثير من بضعة كيلومترات لبصمات MCS أو 100 م لـTHEMIS.
في هذه الدراسة، نقدم نتائج مراقبة جليد السطح على المريخ باستخدام جهاز EMIRS على متن مسبار الأمل. ابتكرنا طريقة لرسم خرائط وجود الجليد المستقر طوال اليوم من خلال تحليل تقلبات درجة حرارة السطح اليومية، مما أتاح تتبع التغيرات الموسمية للقبعتين القطبيتين. ثم طبقنا طريقة معتمدة على درجة الحرارة لاستكشاف الصقيع ورصدناه على خطوط العرض المنخفضة، مؤكّدين ظهوره واختفائه الليلي تحت خط الاستواء حول الاعتدالين الربيعي والخريفي.
رصدنا تطور القبعتين الموسميتين من L_s=57° (MY 36) إلى L_s=11° (MY 37) بدقة زمنية تبلغ 5° في L_s (≈10 أيام أرضية). كما أتاحت الرؤية الواسعة لـEMIRS ورصدها المتزامن استمرارية متابعة التغيرات السنوية لكلتا القبعتين بدقة وموثوقية عالية.
وللمرة الأولى، تمكّنّا من رصد ظهور واختفاء الصقيع الليلي في خطوط العرض المنخفضة بفضل التغطية الشاملة للوقت المحلي التي يوفرها مدار EMM. يؤكد اكتشاف جليد ثاني أكسيد الكربون حتى خط الاستواء حول الاعتدال ليلًا (03:00–06:00) وتسامه سريعًا عند شروق الشمس توقعات النماذج السابقة.
وحدة الاسترجاع «SPiP» متاحة مجانًا على GitHub عبر الرابط https://github.com/NAU-PIXEL/spip.
تُتاح بيانات مهمة الإمارات لاستكشاف المريخ (EMM) علنيًا على مركز بيانات علم EMM (SDC) عبر http://sdc.emiratesmarsmission.ae. يشمل ذلك البيانات الأولية، تيليمتري الأدوات، المنتجات العلمية من المستوى 3، المنتجات السريعة، وأدلة المستخدم (https://sdc.emiratesmarsmission.ae/documentation). بعد تسجيل دخول مجاني، يمكن البحث وفق معايير مثل اسم الملف، خط الطول الشمسي، وقت الاكتساب، خطوط العرض والطول، الأداة، مستوى المنتج، وغير ذلك.
يمكن تصفح المنتجات داخل SDC بهيكل ملفات موحد يتبع الاتفاقية: /emm/data/<Instrument>/<DataLevel>/<Mode>/<Year>/<Month>
أسماء الملفات تتبع الاتفاقية: 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 نموذج Mars PCM وقاعدة بيانات المناخ المريخي (MCD) متوفران على: http://www-mars.lmd.jussieu.fr
يشكر المؤلفون Sylvain Piqueux (JPL) على مناقشاته القيمة حول استرجاعات الجليد.
تم تمويل هذا العمل من قبل مشروع مهمة الإمارات لاستكشاف المريخ تحت جهاز EMIRS عبر وكالة الفضاء الإماراتية ومركز محمد بن راشد للفضاء.