تأليف
يُعَدُّ التكثف والتسامي للثلوج على سطح الكوكب جزءًا أساسيًا من دورتي الماء وثاني أكسيد الكربون على المريخ، سواء من الناحية الموسمية أو اليومية. وعلى الرغم من أن معظم الثلوج تتركز ضمن القبعات القطبية، فإن الصقيع السطحي معروف بتشكله خلال الليل حتى في خطوط العرض الاستوائية. هنا، نستخدم بيانات من الطيف الحراري الفضائي الإماراتي على متن مهمة الإمارات للمريخ لمراقبة التطور اليومي والموسمي للثلوج على سطح المريخ خلال ما يقارب عامًا مريخيًا واحدًا. توفر التغطية الزمنية المحلية الفريدة التي يقدمها الجهاز فرصة لمراقبة ظهور صقيع ثاني أكسيد الكربون الاستوائي في النصف الثاني من الليل المريخي حول الاعتدالين، ويمتد تتبعه حتى تساميه عند شروق الشمس.
تُعَدُّ القبعات القطبية على المريخ المخزن الرئيسي لكل من جليد الماء وثاني أكسيد الكربون على سطح الكوكب الأحمر، حيث يلتقي السطح بالغلاف الجوي مع تبادل نشط للمتطايرات عبر عمليتي التسامي والتكثف. نموها وانحسارها الموسمي عملية مهمة في دورات الماء وثاني أكسيد الكربون على المريخ الحالي، وهما من السمات الرئيسية للدوران الجوي العالمي على المريخ. كل عام، تتكثف نسبة كبيرة من ثاني أكسيد الكربون الجوي في القبعات القطبية الموسمية، مما يؤدي إلى تقلبات سنوية تُقدَّر بحوالي ثلث كتلة الغلاف الجوي العالمي. بالإضافة إلى ذلك، فإن وجود الجليد على سطح الكوكب يغير من البياض والقصور الحراري للسطح، مما يؤثر على موازنة الطاقة على المستويين المحلي والكوكبي.
بينما تتركز الجليدات بشكل أساسي في المناطق القطبية، يمكن ملاحظة جليد ثاني أكسيد الكربون والماء أيضًا بشكل موسمي في خطوط العرض المنخفضة، في ظلال المنحدرات المواجهة للقطب أو في قاع بعض الفوهات. ومن منظور أكثر عابرًا، لوحظ أيضًا أن الصقيع يترسب على السطح خلال الليل، ويبقى حتى الصباح الباكر. لقد أظهرت الدراسات أن وجود دورة الصقيع اليومية هذه لثاني أكسيد الكربون له تأثير على العمليات السطحية مثل تكوين الأخاديد أو خطوط المنحدرات. 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 القبعات القطبية خلال السنوات الماضية أظهرت تقلبات بين السنوات، ومن المثير متابعة تطور كل من القبعة القطبية الشمالية الموسمية والقبعة القطبية الجنوبية الموسمية.
في هذه الورقة، نستخدم لأول مرة بيانات من مهمة الإمارات لاستكشاف المريخ لرسم خرائط ومراقبة تطور القبعات القطبية على المريخ إلى جانب صقيع ثاني أكسيد الكربون السطحي الليلي في خطوط العرض المنخفضة. أولًا، نصف مجموعة البيانات والأساليب المستخدمة في هذه الدراسة للكشف ورسم خرائط الجليد السطحي. ثم نستعرض المراقبة الموسمية واليومية للقبعات القطبية وصقيع ثاني أكسيد الكربون الليلي في خطوط العرض المتوسطة. أخيرًا، نلخص 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. المدار الفريد لـ EMM يتيح لـ EMIRS مراقبة كاملة لسطح المريخ عبر جميع الأوقات المحلية في \sim4 مدارات، والتي تعادل \sim5 درجات 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). 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 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 وفرضية (حتى الآن) كوكب كروي. 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 باستثناء النطاق القوي لامتصاص ثاني أكسيد الكربون عند 15، 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.
ثم، من أجل منع تحيز الأدوات والتشوهات في البيانات، نعتبر في خرائطنا فقط البيانات من البكسلات التي تلبي الشروط أدناه:
نظرًا لأن الجليد يمتلك قدرة حرارية أعلى من التربة المريخية العادية (عادة >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 \sim200 J K^{-1} m^{-2} s^{-1/2})، 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، فإن تحديد جليد الماء أكثر تحديًا حيث يجب أن نأخذ في الاعتبار وجود الماء المتاح، 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 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، 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، 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 باستكمالها، 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 للقبعات القطبية المستمدة 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 خلال نفس الوقت. تميز هذه الخريطة للجليد ثلاث فئات:
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. سیمیل ذلك أن بعض البكسلات تحتوي على مناطق غير متجمدة تبعث حرارة أعلى، مما يزيد ΔT الإجمالي.
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 بأكملها 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.
بطريقة مماثلة لما يتم عمله لخرائط الجليد المستقر يوميًا، نختار جميع قيم درجات الحرارة السطحية لجهاز EMIRS التي تم استرجاعها سابقًا على مدار أربعة مدارات متتالية، ونقارنها بدرجة تجمد ثاني أكسيد الكربون المحسوبة لكل بكسل وفقًا لقانون كلاپيرون: \[ \ln P = \alpha - \frac{\beta}{T_{\mathrm{CO}_2}} \] مع \alpha=23.3494، \beta=3182.48، وP هو الضغط الجزئي لثاني أكسيد الكربون والذي يُؤخذ بنسبة 96% من الضغط السطحي الكلي (بوحدة ميليبار في المعادلة أعلاه). وبما أنه لا يمكن استرجاع P بشكل موثوق من بيانات EMIRS وحدها، يتم أخذه من قاعدة بيانات مناخ المريخ (MCD) ويُحسب ليتطابق مع معايير الملاحظة لكل ملاحظة EMIRS. فيما يلي، باعتبار 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 3 ساعات من الوقت المحلي، مركزة على كل ساعة من اليوم، بدقة مكانية تبلغ 0.5^\circ \times 0.5^\circ. وهذا ينتج عنه 24 خريطة تحتوي على 3 قيم:
ثم، نستخدم تقنية الاستيفاء الأقرب للبكسل لإعادة بناء خريطة كاملة لوجود جليد ثاني أكسيد الكربون باستخدام scipy.interpolate.griddata. وأخيرًا، نحسب تقدير الكثافة الغاوسية لبياناتنا لكل خريطة عبر scipy.stats.gaussian_kde، ونعلم كـ"كثافة بيانات منخفضة" جميع بكسلات الخرائط النهائية المرتبطة بكثافة أقل من 5 \times 10^{-6}، وقد تم تعديل هذه القيمة تجريبيًا بالمقارنة مع خرائط مسارات البكسلات. قد يلاحظ المرء أن الخرائط المتتالية لها تداخل زمني من 1 أو 2 ساعة، ولكن هذا يسمح لنا بالحصول على رؤية أكثر سلاسة لبداية تكوّن جليد ثاني أكسيد الكربون على السطح، دون التحيز بسبب اختيار تجزئة الوقت المحلي.
يُظهر الشكل 1 التطور الموسمي لخطوط العرض المتوسطة للقبعات القطبية الموسمية الشمالية والجنوبية بين L_s=57^\circ (MY 36) وL_s=11^\circ (MY 37) المستخلصة من ملاحظات EMIRS. تم الحصول على هذا الشكل من خلال حساب القيمة المتوسطة لخرائط الجليد المستقر خلال اليوم عبر جميع خطوط الطول للملاحظات التي تحمل علامة جودة عالية. يشمل النطاق الزمني صيف الشمال وانحسار SNPC وتقدم SSPC مع جزء من شتاء الشمال. بالإضافة إلى ذلك، نُدرج أيضًا في الشكل 1 حواف القبعات القطبية كما تم استنتاجها من أدوات مدارية أخرى (OMEGA & MOC) لسنوات مريخية سابقة، والتي تم التنبؤ بها بواسطة نموذج Mars PCM الإصدار 6 العددي الذي يقيم "سيناريو غبار اعتيادي" كمقارنة مع استرجاعات EMIRS لـ MY 36. بالنسبة لنموذج Mars PCM، يتم تعريف مناطق القبعات كالمناطق التي تزيد فيها طبقة جليد السطح عند LST=12 المتوسطة عبر جميع خطوط الطول عن 10^{-3} كغ/م^{-2}.
نلاحظ أن حافة SNPC تظل مستقرة بين 70^\circ شمالًا و75^\circ شمالًا بين L_s=58^\circ وL_s=143^\circ، أي خلال صيف الشمال عندما يبقى فقط القبعة القطبية الشمالية الدائمة (NPRC). ثم تتحرك حافة الجليد تدريجيًا نحو خط الاستواء لتصل إلى ≃40^\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 القبعة بل نموها خلال مراحل محددة، مما يوسع فهمنا للدورة السنوية للقبعة القطبية الشمالية الموسمية.
بالنظر إلى عدم اليقين بحوالي \sim3^\circ في خط العرض نتيجة للمدى المكاني لبكسلات EMIRS عند هذا العرض، فإن استرجاعاتنا لـ SNPC تتطابق عمومًا مع القياسات السابقة بواسطة MOC وOMEGA عند L_s\approx57^\circ (MY 36) وL_s\approx11^\circ (MY 37). ومع ذلك، بعد انقلاب الصيف الشمالي (L_s=90^\circ)، يظهر فارق أكبر بين استرجاعات EMIRS التي تحدد حافة القبعة حول 70^\circ–75^\circ شمالًا والحد المُبلغ عنه سابقًا من MOC عند نحو 80^\circ شمالًا. عند استعراض خرائط NPRC السابقة، يتبين أنها بالكاد تمتد إلى 80^\circ شمالًا، ولكن يظهر أيضًا امتداد جليدي إضافي بين 74^\circ شمالًا و80^\circ شمالًا لخطوط طول من 95^\circ شرقًا إلى 245^\circ شرقًا. وبما أن هذه المنطقة تمثل نحو 40% من خطوط الطول تلك الواقعة بين 74° و80° شمالاً، فإن متوسط خط العرض المستنتج لحافة القبعة ينزاح باتجاه الاستوائي قليلًا، وهو ما يفسر الفارق الملحوظ بين نتائج EMIRS وبيانات MOC السابقة.
تتميز منطقة سيبِس في المريخ بعدم التماثل الشديد ويمكن تقسيمها إلى منطقتين: "المشفورة" و"غير المشفورة". 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". 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.
فعلاً، نلحظ توافقًا جيدًا بين نتائج EMIRS وملاحظات OMEGA خلال الشتاء الجنوبي (L_s\approx95^\circ–130^\circ) والنصف الثاني من انحسار SSPC (L_s\approx200^\circ–295^\circ). بين L_s=133^\circ وL_s=190^\circ، يتم اكتشاف حد SSPC بواسطة EMIRS حتى 6^\circ شمالًا أكثر من الحافة الخارجية لـ OMEGA ("غير المشفورة الخارجية"). ومع ذلك، فإن حدود OMEGA تستند إلى ترسبات القشرة السطحية ("الزعفران")، بينما تلتقط منهجيتنا جميع الجليدات السطحية المحتملة.
بالنسبة للحدود المتوقعة بواسطة Mars PCM، نلاحظ تطابقًا من L_s=58^\circ إلى L_s=92^\circ ولـ L_s\approx150^\circ–225^\circ. بعد ذلك، يكون حد PCM عند خطوط عرض أكثر استوائية (حتى 5^\circ) مقارنة باكتشافاتنا ولكنه يتقاطع مع الحد "غير المشفور الخارجي" الذي حددته OMEGA من L_s\approx225^\circ إلى L_s\approx265^\circ. بالنظر إلى عدم اليقين بحوالي 3^\circ في خطوط العرض، قد تعكس هذه الاختلافات التباينات السنوية في انحسار SSPC أو اختلاف توزيع المناطق المشفورة وغير المشفورة خلال الحساب المتوسط عبر خطوط الطول، مع تأثير امتداد البكسلات على الاسترجاعات عند خطوط العرض العالية.
من خرائط جليد ثاني أكسيد الكربون السطحي المولدة لفترات ثلاث ساعات من الزمن الشمسي المحلي على أساس أربعة مدارات، 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 الساعة 03:00 حتى الساعة 06:00. يمكننا أن نرى أنه بخلاف القبعات القطبية، يتم اكتشاف جليد ثاني أكسيد الكربون ليلًا في المناطق الاستوائية ومناطق خطوط العرض المتوسطة غالبًا حول 100° (منطقة ثارسيس)، وكذلك حول 40° (أرابيا تيرا)، والتي تتوافق مع مناطق ذات قصور حراري منخفض حيث تم اكتشاف جليد سطح ثاني أكسيد الكربون ليلًا من خلال قياسات MCS أو THEMIS.
بالنسبة للتطور اليومي لهذه الودائع من جليد ثاني أكسيد الكربون، نلاحظ أنه يبدأ بالظهور في منتصف الليل (اللوحة 1) ويستمر حتى بعد الساعة 06:00، ثم يختفي أثناء النهار، مع وجود أقصى شدة بين الزمن الشمسي المحلي من 03:00 إلى 06:00. 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 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 6^\circ \leq L_s \leq 19^\circ و 120^\circ \leq L_s \leq 203^\circ.
هذا الاتجاه الموسمي تم ملاحظته سابقًا بواسطة MCS وTHEMIS. ومع ذلك، قد يلاحظ المرء عددًا أقل من عمليات الكشف في نتائج EMIRS لدينا، وهو ما قد يعود لاختلاف الدقة المكانية بين الأدوات. بالفعل، تتراوح الدقة المكانية لبكسلات EMIRS بين 100 و300 كم، وهو أكبر بكثير من بضعة كيلومترات لبصمات MCS أو 100 م لـ THEMIS.
في هذه الورقة، نقدم نتائج دراستنا حول مراقبة جليد السطح على المريخ باستخدام جهاز EMIRS على متن EMM. من خلال تتبع درجة حرارة السطح خلال اليوم، طورنا طريقة لرسم خرائط تلقائية لوجود الجليد المستقر خلال اليوم على السطح، مما يتيح لنا مراقبة التغيرات الموسمية للقبعتين القطبيتين. ثم، استنادًا إلى الطريقة التي طورت سابقًا لبيانات MCS، 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 أبلغ عنها سابقًا بواسطة THEMIS وMCS، ونراقب لأول مرة تطوره وفقًا للوقت المحلي بفضل المدار الفريد لمسبار EMM.
نراقب تطور القبعات القطبية الموسمية من L_s=57^\circ (MY 36) إلى L_s=11^\circ (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 القبعتين 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 03:00 و06:00 بشكل أساسي) مع تسامٍ سريع عند شروق الشمس، مما يؤكد التوقعات النموذجية السابقة.
وحدة استرجاع SPiP متاحة بحرية على جيتهب على الرابط https://github.com/NAU-PIXEL/spip.
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 ويعتبر مستودعًا طويل الأمد كما تتطلبه وكالة الفضاء الإماراتية. البيانات المتاحة (http://sdc.emiratesmarsmission.ae/data) تشمل بيانات الفضاء الإضافية، تيليمتري 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 مناقشته المفيدة بخصوص استرجاعات الجليد.
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.
