مُلَخَّص

يُعَدُّ تَكاثُفُ الجليد وتَساميِه على سطح الكوكب جزءًا أساسيًّا من دورتي الماء وثاني أكسيد الكربون على المريخ، يوميًّا وموسميًّا. وعلى الرغم من أنّ معظم الجليد يتركّز ضمن القُبَّعات القطبيّة، فإنّ الصقيع السطحيّ معروفٌ بتشكّله ليلًا حتّى في خطوط العرض الاستوائيّة. هنا، نستخدم بيانات من مُطياف الأشعّة تحت الحمراء للمريخ على متن «مهمّة الإمارات إلى المريخ» لرصد التطوّر اليومي والموسمي لجليد السطح على المريخ خلال ما يقارب عامًا مريخيًّا واحدًا. توفّر التغطية الشاملة في الوقت المحلّي التي يقدّمها الجهاز فرصةً لمراقبة ظهور صقيع ثاني أكسيد الكربون الاستوائي في النصف الثاني من الليل المريخي حول الاعتدالين، وتتَبُّع تساميه حتّى ما بعد شروق الشمس.

مقدمة

تُعَدُّ القبّعاتُ القطبيّةُ على المريخ المخزنَ الرئيسيّ لكلٍّ من جليد الماء وجليد ثاني أكسيد الكربون على سطح الكوكب الأحمر، حيث يلتقي السطحُ بالغلاف الجويّ مع تبادلٍ نشطٍ للمتطايرات عبر عمليّتَي التسامي والتكاثف. إنّ نموَّها وانحسارَها الموسميَّين عمليّةٌ مهمّة في دورات الماء وثاني أكسيد الكربون في العصر المريخيّ الحاضر، وهما من السمات الرئيسيّة للدوران الجويّ العالمي على المريخ. في كلّ عام، تتكاثف نسبةٌ كبيرة من ثاني أكسيد الكربون الجويّ في القبّعات القطبيّة الموسميّة، ما يؤدّي إلى تقلّبات سنويّة تُقدَّر بحوالي ثُلث كتلة الغلاف الجويّ العالمي. بالإضافة إلى ذلك، فإنّ وجود الجليد على السطح يغيّر من البياض والقصور الحراريّ للسطح، ممّا يؤثّر في موازنة الطاقة على المستويَيْن المحلّي والكوكبيّ.

بينما يتركّز الجليد أساسًا في المناطق القطبيّة، يمكن ملاحظة جليدَي ثاني أكسيد الكربون والماء أيضًا بشكل موسميّ في خطوط العرض المنخفضة، في ظلال المنحدرات المواجهة للقطب أو في قيعان بعض الفوّهات. ومن منظورٍ أكثر عُبورًا، لوحِظ كذلك أنّ الصقيعَ يترسّب على السطح أثناء الليل ويظلّ حتّى الصباح الباكر. وقد أظهرت الدراسات أنّ وجود دورة الصقيع اليوميّة هذه لثاني أكسيد الكربون يؤثّر في العمليات السطحيّة مثل تكوين الأخاديد أو خطوط المنحدرات. لذا فإنّ توصيف دورة الصقيع اليوميّة وخصائص جليد ثاني أكسيد الكربون في هذه المناطق بدقّةٍ أكبر أمرٌ مهمّ لفهم العمليات النشطة حاليًّا على سطح المريخ. كما أنّ رصد نموّ وانحسار القبّعات القطبيّة خلال السنوات الماضية أظهر تبايناتٍ بين السنوات، ومن المفيد تتبّع تطوّر كلٍّ من القبّعة القطبيّة الشماليّة الموسميّة والقبّعة القطبيّة الجنوبيّة الموسميّة.

في هذه الورقة، نستخدم للمرّة الأولى بيانات «مهمّة الإمارات إلى المريخ» لرسم خرائط ومراقبة تطوّر القبّعات القطبيّة على المريخ إلى جانب صقيع ثاني أكسيد الكربون السطحيّ الليليّ في خطوط العرض المنخفضة والمتوسّطة. أوّلًا، نصف مجموعة البيانات والأساليب المستخدمة للكشف عن الجليد السطحيّ ورسم خرائطه. ثمّ نستعرض التغيّر الموسميّ واليوميّ للقبّعات القطبيّة وصقيع ثاني أكسيد الكربون الليليّ في خطوط العرض المتوسّطة. أخيرًا، نُلخّص النقاط الرئيسيّة للدراسة.

الطرق المستخدمة

مجموعة البيانات

مُطيافُ الأشعّة تحت الحمراء للمريخ (EMIRS) على متن «مهمّة الإمارات لاستكشاف المريخ (EMM) – الأمل» هو مُطياف تحويل فورييه يرصد سطحَ المريخ وغلافَه الجويّ ضمن المجال الطيفي 6–100 ميكرومتر، بدقّة طيفيّة اختياريّة قدرُها 5 cm^{-1} أو 10 cm^{-1} منذ فبراير 2021. يتيح المدارُ الفريد لـ EMM لـ EMIRS تغطيةً كاملة لسطح المريخ عبر جميع الأوقات المحلّية خلال \sim4 مدارات، ما يعادل \sim5 درجات من L_s، أو نحو 10 أيّام أرضيّة. ولكلّ رصدٍ نهاريّ بواسطة EMIRS، تُلتقط صور عالية الدقّة في نطاقَي فوق البنفسجي والمرئيّ للقرص المريخيّ بالكامل مباشرةً قبله بواسطة «كاميرا الإمارات للاستكشاف» (EXI). يُمكِّن التنسيقُ بين الجهازين من إجراء مقارنةٍ مباشرة بين مجموعتَي البيانات.

ومع كون حجم البكسل يتراوح عادةً بين 100 و300 كم، فإنّ أخذ الامتداد المكانيّ لكلّ بكسل بالحُسبان أمرٌ مهمّ لإنشاء خرائط دقيقة، ولا سيّما عند دراسة المناطق القطبيّة حيث زوايا الانبعاث مرتفعة. وعلى الرغم من إتاحة مضلّعات بصمات البكسل، كما تُحسَب بواسطة نوى SPICE، للمستخدمين، فإنّ استخدامها لإنشاء الخرائط ليس بديهيًّا ويستغرق وقتًا. لذلك طوّرنا وحدة بايثون جديدة تُدعى “SPiP” (مشروع بصمة بكسل المركبة الفضائيّة) تُولِّد تقريبًا لبصمات البكسل مُسقَطة على شبكة منتظمة لخطوط الطول/العرض باستخدام الهندسة ثلاثيّة الأبعاد مع فرضيّة كوكب كُروي (حتى الآن). في هذه الدراسة، نستخدم درجة حرارة السطح المسترجعة مسبقًا باستخدام خوارزميّة متعدّدة الخطوات طُبّقت على جزءٍ كبير من طيف EMIRS بين 7.6 و40 ميكرومتر، مع استثناء نطاق الامتصاص القوي لثاني أكسيد الكربون عند 15 ميكرومتر، وذلك بين L_s=6^\circ (السنة المريخيّة 36) وL_s=11^\circ (السنة المريخيّة 37)، أي لمدارات EMM من 8 إلى 323. وقد قُدِّرت لايقينيّات درجة حرارة السطح المسترجعة بنحو 1 K.

تصفية البيانات

لمنع تحيّزات الأداة والتشوّهات البيانيّة، نعتمد في خرائطنا فقط البكسلات التي تُحقّق الشروطَ الآتية:

• زاوية الانبعاث أقلّ من 80 درجة.
• درجة حرارة السطح المسترجعة بين 140 و300 K.
• أن يكون مجال الرؤية الكامل للبكسل ضمن قرص المريخ.

معالجة خرائط الجليد المستقرّ يوميًّا

نظرًا لأنّ الجليد يمتلك قصورًا حراريًّا أعلى من التربة المريخيّة العاديّة (عادةً >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 نحو \sim200 J K^{-1} m^{-2} s^{-1/2} للتربة)، يمكننا كشف وجود الجليد السطحيّ المستقرّ على مدار اليوم عبر انخفاض سعة التذبذب اليوميّ لدرجة حرارة السطح في تلك المناطق. لذا نُنتج خرائط لدرجة حرارة السطح من استرجاعات EMIRS عند جميع الأوقات المحلّية المريخيّة ونحسب التذبذبات اليوميّة لنحوّلها إلى خرائط لوجود الجليد السطحيّ المستقرّ يوميًّا. اعتمدنا هذه المقاربة القائمة على تذبذب درجة الحرارة بدلًا من عتبات الدرجة المطلقة بغرض إدراج جليد الماء أيضًا في استرجاعاتنا. فمع أنّ وجود جليد ثاني أكسيد الكربون يمكن استنتاجُه بثقة من درجات الحرارة المطلقة، يبقى تحديدُ جليد الماء أكثر تحدّيًا لأنّ الأمر يتوقّف على توافُر الماء؛ وقد تبدو بعض المواقع بدرجات حرارة متوافقة مع جليد الماء بينما تكون في الواقع خاليةً من الجليد. يُلاحظ أنّ هذه الطريقة لا تُقدّم معلومات عن تركيب الجليد؛ لذا، في هذا السياق، قد يشير مصطلح «الجليد» إلى جليد الماء أو جليد ثاني أكسيد الكربون.

ملاحظة منهجيّة: يجري تكرار البيانات عند حدود خرائط خطّ الطول أثناء الاستيفاء والتنعيم لتجنّب تأثيرات الحافة وأيّ اعتمادٍ على اختيار خطّ الطول المركزي.

أوّلًا، نجمع جميع قيم درجة حرارة السطح المسترجعة من EMIRS التي تُحقّق شروط التصفية على مدار 4 مدارات متتالية من EMM للحصول على تغطية مكانيّة كاملة عند جميع الأوقات المحلّية. ثم نحسب خرائط درجة حرارة السطح لفواصل زمنيّة محليّة مدّتها 1 ساعة، بدقّة مكانيّة 0.5^\circ \times 0.5^\circ، وذلك عبر: (أ) إسقاط بصمات البكسل، (ب) الاستيفاء الخطيّ للبيانات على شبكة خطوط الطول/العرض باستخدام scipy.interpolate.griddata، و(ج) التنعيم الغاوسيّ بانحراف معياري \sigma=5. كما نحسب تقدير كثافة النواة الغاوسيّة (KDE) لبيانات كلّ خريطة باستخدام scipy.stats.gaussian_kde، ونُعلِّم بـ«كثافة بيانات منخفضة» جميع بكسلات الخرائط النهائيّة التي تقلّ فيها الكثافة عن 5 \times 10^{-6}، وقد ضُبِط هذا الحدّ تجريبيًّا بالمقارنة مع خرائط بصمات البكسل.

بعد ذلك، ولزيادة تغطية البيانات وتقليل أثر الاسترجاعات الشاذّة المحتملة لبعض البكسلات، نجمع الخرائط ضمن نوافذ مدّتها 3 ساعات. وللقيام بذلك، نَقصّ كلّ خريطة ذات ساعة واحدة للاحتفاظ فقط بالبكسلات ذات «كثافة البيانات العالية»، ثم نحسب الوسيط بين ثلاث خرائط متتالية. بعد ذلك نُعيد تطبيق الاستيفاء الخطيّ ومرشّح التنعيم الغاوسيّ (بانحراف معياري \sigma=10) لاستكمال البيانات على شبكة خطوط الطول/العرض، ونُعلِّم بـ«كثافة بيانات منخفضة» البكسلات المُعاد بناؤها بالاستيفاء فقط (أي دون مساهمةٍ من أيّ من الخرائط الثلاث الأصليّة المُقصوصة). ينتج عن ذلك مجموعة من 8 خرائط لدرجة حرارة السطح عند الأوقات المحلّية: 00:00، 03:00، 06:00، 09:00، 12:00، 15:00، 18:00، 21:00 (مع ملاحظة أنّ 24:00 تُعادِل 00:00).

ثم نحسب خريطةً لسعة التذبذب اليوميّ لدرجة الحرارة باستخدام البكسلات التي تتوفّر لها على الأقل 7 نقاط بيانات (من أصل 8) خلال اليوم. نستبعد القيم القصوى والدنيا لكلّ بكسل لتقليل تأثّر النتائج بالمشكلات البيانيّة المحتملة التي قد تَمسّ إحدى الخرائط، ثم نحسب الفرق بين أعلى وأدنى درجة حرارة من القيَم المتبقّية \Delta T. تمثّل هذه خريطةً لسعة تذبذب درجة الحرارة بين الليل والنهار. ونحوِّل خريطة \Delta T إلى خريطةٍ لوجود الجليد المستقرّ يوميًّا عبر معايرةٍ مُستقاة من المقارنة مع صور EXI؛ إذ قارَنّا عند 9 قيَم مختلفة من L_s تتراوح بين L_s=58^\circ وL_s=290^\circ الحدودَ العرضيّة للقبّعات القطبيّة من صور EXI بعدّة تواريخ ضدّ خرائط \Delta T المحسوبة من EMIRS، وحدّدنا قيم \Delta T في رصديات EMIRS المقترنة بوجود الجليد السطحيّ في صور EXI المُلتقطة زمنًا قريبًا. تُصنِّف هذه الخريطة الجليد إلى ثلاث فئات:

• «جليد» للبكسلات التي تتحقّق فيها \Delta T \leq 25\,\mathrm{K}
• «ربما جليد» للبكسلات التي تتحقّق فيها 25\,\mathrm{K} < \Delta T \leq 35\,\mathrm{K}
• «ليس جليدًا» للبكسلات التي تتحقّق فيها \Delta T > 35\,\mathrm{K}

قد تبدو عتبات \Delta T مرتفعةً نسبيًّا مقارنةً بما يُتوقَّع لأسطح مُغطّاة بالجليد تغطيةً متّصلة، لكن بسبب كِبَر بصمة بكسل EMIRS، ولا سيّما في العروض العالية، قد يشمل بعضُ البكسلات مزيجًا من مناطق جليديّة وغير جليديّة؛ وبالمثل، قد تحتوي بعض البكسلات على مساحات غير متجمِّدة أكثر دفئًا ترفع القيمة الإجماليّة لـ\Delta T.

أخيرًا، نُعلِّم بـ«كثافة بيانات منخفضة» البكسلات من خريطة الجليد المرتبطة بأقلّ من 7 بكسلات ذات «كثافة بيانات عالية» من خرائط درجة الحرارة المجمّعة كل 3 ساعات؛ ونُعلِّم الخريطة كلّها بـ«جودة منخفضة» إذا وُسِم أكثر من 50% من نقاطها بـ«كثافة بيانات منخفضة». وتُدرَج هذه الخرائط كذلك ضمن منتجات المستوى الثالث L3 الصادرة عن أداة EXI كأقنعة جليد مترافقة مع العُمق البصريّ للسحب، إذ إنّ الاسترجاعات لا تميّز بين الجليد الجويّ والجليد السطحيّ.

خرائط جليد ثاني أكسيد الكربون المحليّة

على نحوٍ مماثل لما سبق في خرائط الجليد المستقرّ يوميًّا، ننتقي جميع قيم درجات حرارة السطح من جهاز EMIRS المسترجعة على مدار أربعة مدارات متتالية، ونقارنها بدرجة تجمُّد ثاني أكسيد الكربون المحسوبة لكلّ بكسل وفقًا لقانون كلاوزيوس–كلابيرون: \[ \ln P = \alpha - \frac{\beta}{T_{\mathrm{CO}_2}} \] حيث \alpha=23.3494، و\beta=3182.48، وP هو الضغط الجزئيّ لثاني أكسيد الكربون ويُفترَض أنّه 96% من الضغط السطحيّ الكُلّي (بوحدة مليبار في المعادلة أعلاه). وبما أنّ P لا يُسترجَع بشكلٍ موثوق من بيانات EMIRS منفردةً، فإنّنا نأخذه من «قاعدة بيانات مناخ المريخ» (MCD) ونُحسِبه بما يتوافق مع معايير الرصد لكلّ ملاحظة EMIRS. ولأنّ ثاني أكسيد الكربون هو المكوّن الرئيس للغلاف الجويّ المريخيّ، فإنّ تَشكُّل صقيعه السطحيّ لا يتوقّف على توافُر مادّةٍ متطايرة نادرة (على خلاف صقيع الماء)؛ لذا سنعتبر أنّ صقيع ثاني أكسيد الكربون موجود على السطح حيثما تكون درجة حرارة السطح المسترجعة T أقلّ من درجة التجمُّد المحسوبة T_{\mathrm{CO}_2}. ومع ذلك، إذا كان بكسل EMIRS مُغطّى جزئيًّا فقط بجليد ثاني أكسيد الكربون، فستكون درجة الحرارة المسترجعة (المتوسِّطة على مساحة البكسل) أعلى من T_{\mathrm{CO}_2} لأنّ جزءًا من السطح المرصود غير متجمّد وأدفأ من الجزء المتجمّد؛ وبناءً عليه لا نكشف إلا الجليدَ الذي يغطّي بكسل EMIRS كاملًا تقريبًا.

نُسقِط النتائج على مسارات كلّ بكسل ضمن شرائح من 3 ساعات من الزمن الشمسيّ المحلّي، مُركَّزة على كلّ ساعة من اليوم، بدقّة مكانيّة 0.5^\circ \times 0.5^\circ. وينتج عن ذلك 24 خريطة تتّخذ كلّ بكسلاتها واحدةً من ثلاث قيم:

• «جليد ثاني أكسيد الكربون» إذا كان T \leq T_{\mathrm{CO}_2}
• «لا جليد ثاني أكسيد الكربون» إذا كان T > T_{\mathrm{CO}_2}
• «ربّما جليد ثاني أكسيد الكربون» في مناطق تداخُل مسارات البكسلات المصنَّفة «جليد» و«لا جليد»

بعدها نستخدم الاستيفاء بأقرب جار لإعادة بناء خريطة كاملة لوجود جليد ثاني أكسيد الكربون باستخدام scipy.interpolate.griddata. وأخيرًا، نحسب تقدير الكثافة الغاوسيّة لبيانات كلّ خريطة عبر scipy.stats.gaussian_kde، ونُعلِّم بـ«كثافة بيانات منخفضة» جميع بكسلات الخرائط النهائيّة التي تقلّ كثافتها عن 5 \times 10^{-6}، وهو حدّ ضُبط تجريبيًّا بمقارنة خرائط مسارات البكسلات. تجدر الإشارة إلى أنّ الخرائط المتتالية لها تداخُلٌ زمنيّ مقداره ساعة إلى ساعتين، ما يمنحنا رؤيةً أكثر سلاسة لبداية تَشكُّل جليد ثاني أكسيد الكربون السطحيّ دون تحيّزٍ ناجم عن اختيار تقسيم الزمن المحلّي.

النتائج والمناقشة

التقلّبات الموسميّة

يُظهر الشكل 1 التطوّر الموسميّ لخطوط العرض الوسطى لحوافّ القبّعتين القطبيّتين الموسميّتين، الشماليّة (SNPC) والجنوبيّة (SSPC)، بين L_s=57^\circ (MY 36) وL_s=11^\circ (MY 37) كما استُخلصت من رصديات EMIRS. حُسِبت هذه المنحنيات بأخذ المتوسّط عبر خطوط الطول لخرائط الجليد المستقرّ يوميًّا في الرصديات ذات «الجودة العالية». يشمل النطاق الزمنيّ صيفَ الشمال وانحسار SNPC وتقدّم SSPC مع جزءٍ من شتاء الشمال. نُدرِج أيضًا في الشكل 1 حدودَ القبّعات القطبيّة كما استُنتجت من أدواتٍ مداريّة أخرى (OMEGA وMOC) لسنواتٍ مريخيّةٍ سابقة، وكذلك الحدود المتوقّعة بواسطة «نموذج مناخ المريخ الكوكبي» (Mars PCM) الإصدار 6 الذي يُقَيِّم «سيناريو غبار اعتياديّ» للمقارنة مع استرجاعات EMIRS في MY 36. وفي Mars PCM تُعرَّف مناطق القبّعات بأنّها المناطق التي تتجاوز فيها طبقةُ الجليد السطحيّ عند LST=12 (الزمن الشمسيّ المحلّي ظهرًا) المتوسَّطة عبر خطوط الطول قيمةَ 10^{-3} كغ/م^{-2}.

القبّعة القطبيّة الشماليّة

نلاحظ أنّ حافة SNPC تبقى شبه ثابتة بين 70^\circ شمالًا و75^\circ شمالًا خلال L_s=58^\circ إلى L_s=143^\circ، أي خلال صيف الشمال عندما تبقى فقط القبّعة القطبيّة الشماليّة الدائمة (NPRC). ثمّ تتحرّك الحافة تدريجيًّا نحو خطّ الاستواء إلى ≃40^\circ شمالًا عند L_s=250^\circ وتبقى هناك حتّى L_s=290^\circ. وبخلاف معظم الدراسات السابقة التي ركّزت على طور الانحسار، نرصُد هنا طورَ النموّ خلال مراحل محدّدة، ما يوسّع فهمنا للدورة السنويّة للقبّعة القطبيّة الشماليّة الموسميّة.

وبالنظر إلى لايقينيّة تُقارب \sim3^\circ في خطّ العرض نتيجة الامتداد المكانيّ لبكسلات EMIRS عند هذه العروض، فإنّ استرجاعاتنا لحدود SNPC تتوافق عمومًا مع قياسات MOC وOMEGA عند L_s\approx57^\circ (MY 36) وعند L_s\approx11^\circ (MY 37). ومع ذلك، بعد انقلاب الصيف الشمالي (L_s=90^\circ) يظهر فارقٌ أكبر؛ إذ تُحدّد استرجاعاتُ EMIRS الحافةَ حول 70^\circ–75^\circ شمالًا، مقارنةً بالحدّ المُبلَّغ سابقًا من MOC قرب 80^\circ شمالًا. وبمراجعة خرائط NPRC السابقة، يتبيّن أنّها بالكاد تمتدّ إلى 80^\circ شمالًا، مع ظهور امتدادٍ جليديّ إضافيّ بين 74^\circ و80^\circ شمالًا لخطوط طول 95^\circ شرقًا إلى 245^\circ شرقًا. وبما أنّ هذه المنطقة تمثّل نحو 40% من خطوط الطول الواقعة بين 74^\circ و80^\circ شمالًا، فإنّ متوسّط خطّ العرض المستنتَج لحافة القبّعة ينزاح قليلًا نحو الاستواء، وهو ما يفسّر الفارق الملحوظ بين نتائج EMIRS وبيانات MOC السابقة.

المنطقتان الكريبتية وضدّ الكريبتية في القطب الجنوبي المريخي

يتميّز القطاعُ الجنوبيّ للقبّعة القطبيّة الموسميّة بتبايُنٍ طوليّ واضح، ويُقسَّم تقليديًّا إلى منطقتَيْن: «الكريبتية» و«ضدّ الكريبتية». لا تتشارك هاتان المنطقتان معدّلَ التسامي نفسه أثناء انحسار الغطاء، ولا تمتدّان إلى خطوط العرض ذاتها. وعلى وجه الخصوص، خلال صيف الجنوب، تبقى القبّعة القطبيّة الجنوبيّة الدائمة (SPRC) محصورةً تقريبًا في المنطقة «ضدّ الكريبتية». وبناءً على المنهجيّة المستخدمة هنا لرسم خريطة التطوّر الموسميّ للقبّعات القطبيّة باستخدام EMIRS، نتوقّع أن يقع الحدّ العرضيّ لـSPRC الذي يحدّده EMIRS بين حدود المنطقتين «الكريبتية» و«ضدّ الكريبتية» كما استُنتجت من ملاحظات OMEGA.

وفعلًا، نلحظ توافقًا جيّدًا بين نتائج EMIRS ومشاهدات OMEGA خلال شتاء الجنوب (L_s\approx95^\circ–130^\circ) وفي النصف الثاني من انحسار SSPC (L_s\approx200^\circ–295^\circ). وبين L_s=133^\circ وL_s=190^\circ، يُكشَف حدّ SSPC بواسطة EMIRS عند خطوط عرضٍ قد تكون حتى 6^\circ أشدّ استوائيّةً من الحافة الخارجيّة التي تُظهِرها خرائط OMEGA للمنطقة «ضدّ الكريبتية». ومع أنّ حدود OMEGA مبنيّة على ترسّبات قِشريّة سطحيّة («الزعفران»)، فإنّ منهجيّتنا تلتقط جميع أشكال الجليد السطحيّ المحتملة.

وبالنسبة للحدود المتوقّعة بواسطة Mars PCM، نلاحظ تطابقًا من L_s=58^\circ إلى L_s=92^\circ ومن L_s\approx150^\circ إلى L_s\approx225^\circ. بعد ذلك يصبح حدّ PCM عند خطوط عرضٍ أشدّ استوائيّة (حتى نحو 5^\circ) مقارنةً باكتشافاتنا، لكنّه يتقاطع مع الحدّ «ضدّ الكريبتية الخارجيّ» الذي عيّنته OMEGA من L_s\approx225^\circ إلى L_s\approx265^\circ. ومع لايقينيّة تقارب 3^\circ في خطوط العرض، قد تعكس هذه الفروق تباينات سنويّة في انحسار SSPC أو اختلاف توزيع المنطقتين الكريبتية وضدّ الكريبتية ضمن المتوسّط عبر خطوط الطول، مع تأثير امتداد البكسلات في الاسترجاعات عند العروض العالية.

التقلّبات اليوميّة

انطلاقًا من خرائط جليد ثاني أكسيد الكربون السطحيّ المُولَّدة لنوافذ مدّتها ثلاث ساعات من الزمن الشمسيّ المحلّي خلال أربع مدارات، نحسبُ لكلّ نافذةٍ خريطةَ معدّل اكتشاف جليد ثاني أكسيد الكربون عبر نطاقات أوسع من L_s، مع أخذ البكسلات الموسومة «عالية الكثافة» فقط بالحُسبان.

نلاحظ أنّ جليد ثاني أكسيد الكربون يُكتشَف غالبًا بين أوقات الزمن الشمسيّ المحلّي من 03:00 إلى 06:00. ويظهر أنّه، بخلاف القبّعات القطبيّة، يُكتشَف جليدُ ثاني أكسيد الكربون ليلًا في المناطق الاستوائيّة وخطوط العرض المتوسّطة، خصوصًا حول خطّ طول 100^\circ (منطقة ثارسيس)، وكذلك حول نحو 40^\circ شرقًا (أرابيا تيرا)، وهي مناطق ذات قصور حراريّ منخفض، وقد سبق رصدُ الجليد السطحيّ الليليّ فيها بواسطة MCS وTHEMIS.

أمّا التطوّر اليوميّ لهذه الرُّقَع من جليد ثاني أكسيد الكربون، فنلاحظ أنّها تبدأ في الظهور قرابة منتصف الليل وتستمرّ أحيانًا إلى ما بعد 06:00، ثم تختفي نهارًا، مع بلوغ ذروة الشدّة بين 03:00 و06:00 زمنًا شمسيًّا محليًّا. أي إنّ تكاثف ثاني أكسيد الكربون يحدث خلال النصف الثاني من الليل المريخيّ حتّى شروق الشمس.

كما نرى أنّ اكتشافات الجليد السطحيّ غير القطبيّ من ثاني أكسيد الكربون تتغيّر مع L_s: فرغم بقائها في المنطقتين نفسِهما تقريبًا، يتبدّل تكرار الاكتشافات بالتوازي مع اتّساع المساحة المغطّاة بالجليد. يُكتشَف الجليدُ غالبًا في العروض المنخفضة والمتوسّطة لـ6^\circ \leq L_s \leq 19^\circ و120^\circ \leq L_s \leq 203^\circ.

وقد لوحِظ هذا الاتجاه الموسميّ سابقًا بواسطة MCS وTHEMIS. غير أنّ عدد الاكتشافات في نتائج EMIRS هنا أقلّ على الأرجح بسبب اختلاف الدقّة المكانيّة بين الأدوات؛ إذ تتراوح دقّةُ بكسلات EMIRS بين 100 و300 كم، وهي أكبر بكثير من بضعة كيلومترات لبصمات MCS أو نحو 100 م لأداة THEMIS.

الخلاصة

قدّمنا في هذه الورقة نتائج دراستنا حول رصد جليد السطح على المريخ باستخدام جهاز EMIRS على متن EMM. ومن خلال تتبّع درجة حرارة السطح على مدار اليوم، طوّرنا طريقةً لرسم خرائط تلقائيّ لوجود الجليد المستقرّ يوميًّا على السطح، ما أتاح لنا متابعة التغيّرات الموسميّة للقبّعتين القطبيّتين. ثمّ، بالاستناد إلى طريقةٍ طُوِّرت سابقًا لبيانات MCS، استخدمنا درجة حرارة السطح للكشف عن الصقيع ورسم خرائطه على سطح الكوكب. وقد أكّدنا ظهورَ واختفاءَ الصقيع السطحيّ خلال اليوم تحت العروض الاستوائيّة كما أُبلِغ عنه سابقًا بواسطة THEMIS وMCS، ورصدنا للمرّة الأولى تطوّره وفق الزمن المحلّي بفضل المدار الفريد لمسبار EMM.

رصدنا تطوّر القبّعتين القطبيّتين الموسميّتين من L_s=57^\circ (السنة المريخيّة 36) إلى L_s=11^\circ (السنة المريخيّة 37)، بدقّة زمنيّة تبلغ 5 درجات في L_s (≈ 10 أيّام أرضيّة). كما تُتيح تغطيةُ EMIRS الواسعة ومنهجيّتنا المرافقة رصدَ التغيّرات السنويّة لكلتا القبّعتين بشكلٍ مستمرّ ومتزامن.

وبفضل قدرة أدوات EMM على توفير تغطية كاملة لليوم المحلّي، أمكننا للمرّة الأولى ملاحظةُ ظهور الصقيع الليليّ في العروض المنخفضة على سطح الكوكب واختفائه، إذ يُكتشَف جليدُ ثاني أكسيد الكربون السطحيّ حتّى خطّ الاستواء حول الاعتدالين الربيعيّ والخريفيّ في النصف الثاني من الليل (أساسًا بين 03:00 و06:00) مع تسامٍ سريعٍ عند الشروق، بما ينسجم مع التوقّعات النموذجيّة السابقة.

بيان توفّر البيانات

وحدة SPiP البرمجيّة متاحةٌ مجّانًا على «غِتهاب» عبر الرابط: https://github.com/NAU-PIXEL/spip.

بيانات «مهمّة الإمارات لاستكشاف المريخ» (EMM) متاحةٌ مجّانًا وعلنًا على «مركز بيانات علم EMM» (SDC، http://sdc.emiratesmarsmission.ae). وقد خُصِّص هذا الموقع مستودعًا أساسيًّا لجميع المنتجات البيانيّة التي يُنتجها فريق EMM، ويُعتبَر مستودعًا طويل الأمد وفق متطلّبات «وكالة الإمارات للفضاء». وتشمل البيانات المتاحة (http://sdc.emiratesmarsmission.ae/data) بيانات المركبة الإضافيّة، وتليمتري الأدوات، والبيانات الأوّليّة إلى المنتجات العلميّة المشتقّة من «المستوى 3»، ومنتجاتٍ سريعة، وأدلّة مستخدمي البيانات (https://sdc.emiratesmarsmission.ae/documentation) للمساعدة في تحليل البيانات. وبعد إنشاء تسجيل دخولٍ مجانيّ، يمكن البحثُ عن جميع بيانات EMM وفق معايير مثل اسم ملفّ المنتج، وخطّ الطول الشمسيّ، ووقت الاقتناء، وخطوط العرض والطول تحت المركبة، والأداة، ومستوى منتج البيانات، إلى آخره.

يمكن تصفّح منتجات البيانات داخل SDC عبر بُنية نظام ملفات موحّدة تتبع الصيغة: /emm/data/<Instrument>/<DataLevel>/<Mode>/<Year>/<Month>

وتتّبع أسماءُ ملفّات المنتجات الاتفاقيّة القياسيّة: emm_<Instrument>_<DataLevel><StartTimeUTC>_<OrbitNumber>_<Mode>_<Description>_<Kernel-Level>_<Version>.<FileType>

بيانات EMIRS وأدلّة المستخدم 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 الجليد.

جرت تغطية هذا العمل تمويليًّا ضمن مشروع «مهمّة الإمارات لاستكشاف المريخ» لأداة «مُطياف الأشعّة تحت الحمراء للمريخ (EMIRS)»، بدعمٍ من «وكالة الإمارات للفضاء» و«مركز محمد بن راشد للفضاء».