http://mars.jpl.nasa.gov/odyssey/newsroom/pressreleases/02mar01.html
2001 Mars Odyssey - Status
Odyssée de Mars de 2001 - Statut
Le 01 mars 2002
BUREAU DE RELATIONS DE MÉDIAS
LABORATOIRE DE PROPULSION PAR RÉACTION
INSTITUT DE CALIFORNIE DE TECHNOLOGIE
AÉRONAUTIQUE NATIONALE ET ADMINISTRATION
SPATIALE
PASADENA, LA CALIFORNIE 91109. TÉLÉPHONE
(818) 354-5011
http://www.jpl.nasa.gov
LE VAISSEAU SPATIAL D'ODYSSÉE DE MARS DE
NASA'S DÉVOILE les PREMIERS RÉSULTATS SCIENTIFIQUES
Le 01 mars 2002
Des données scientifiques initiales du vaisseau spatial d'Odyssée de Mars de la NASA, qui a commencé sa mission de configuration la semaine dernière, présagent quelques découvertes terriblement tentantes par le visiteur Martien le plus nouveau, incluant l'identification possible des quantités significatives d'eau gelée.
"Nous sommes enchantés de la qualité de données que nous voyons," a dit docteur Steve Saunders, l'Odyssée projette le scientifique à JPL. "Nous l'emploierons pour nous fonder ce que nous avons appris du Mars l'Expert Global et d'autres missions. Maintenant nous pouvons en réalité voir de l'eau plutôt que la supposition où elle est ou était. Et avec les images thermales nous sommes capables d'examiner la géologie superficielle d'une nouvelle perspective."
"Ceux des observations d'Odyssée préliminaires sont ' le bout de l'iceberg ' des résultats de science qui doivent bientôt venir, ainsi le séjour accordé," ont dit docteur Jim Garvin, le scientifique principal du Programme d'Exploration de Mars au Quartier général de NASA, Washington, le district fédéral de Columbia
De nouvelles images prises par le système d'image d'émission thermal montrent la température de la surface à un niveau remarquable de clarté et le détail pendant toute les deux le Martien jour et nuit. On peut voir les images à http://mars.jpl.nasa.gov/odyssey et http://themis.asu.edu/latest. Le système de caméra de l'Odyssée étudie la minéralogie superficielle du Mars pour révéler l'histoire géologique. Les images thermales infrarouges sont 30 fois plus aiguës que des images précédemment disponibles et les images visibles-légères de la caméra rempliront un trou(vide) dans la résolution entre la Navette spatiale Viking et le Mars des images d'Expert Globales.
Des mesures initiales par la suite d'instrument de spectromètre de rayon gamma montrent la présence des quantités significatives d'hydrogène dans la région polaire du sud de Mars. Le haut contenu hydrogène est le plus probable dû au sorbet, quoique la quantité de glace ne puisse pas être évaluée quantitativement encore. La nouvelle analyse sera conduite pour confirmer l'interprétation. La détection d'hydrogène est basée, et sur l'intensité de rayons gamma émis par l'hydrogène et par l'intensité des neutrons qui sont modérés par l'hydrogène. L'intensité à neutrons a été observée par le haut détecteur de neutron d'énergie et le spectromètre à neutrons. L'information complémentaire est disponible en ligne à http://grs.lpl.arizona.edu/results/presscon1/
"L'évaluation préliminaire des données de spectromètre de rayon gamma indique la présence probable d'hydrogène dans le supérieur peu de pieds de la surface martienne comme échantillonné à la balance(échelles) spatiale approximativement 400 milles à travers. La nouvelle analyse et un autre mois ou ainsi de configuration permettra l'évaluation plus quantitative de ces observations et tiendra compte d'une interprétation raffinée," a dit Garvin.
Les mesures faites par l'expérience d'environnement martienne de radiation pendant la phase de croisière de l'Odyssée suggèrent que la dose quotidienne de radiation expérimentée par des astronautes sur leur voie de la Terre à Mars soit plus que deux fois la dose supportée par des astronautes sur la Station spatiale Internationale. Les investigateurs sont dans le processus d'intervenir pour régler un problème l'expérience de radiation pour déterminer pourquoi l'instrument a arrêté de communiquer et a été éteint en août 2001.
Le Laboratoire de Propulsion par réaction gère la mission d'Odyssée de Mars 2001 pour le Bureau de la NASA de Science Spatiale, Washington, des Investigateurs du district fédéral de Columbia à l'Arizona l'Université d'État dans Tempe, l'Université de l'Arizona dans Tucson et le Centre spatial Johnson de la NASA, Houston, faire fonctionner les instruments de science. Des associés de science complémentaires sont placés à l'Aviation russe et l'Agence Spatiale, qui a fourni le détecteur à neutrons de haute énergie et à Los Alamos des Laboratoires Nationaux, le Nouveau Mexique, qui a fourni le spectromètre à neutrons. Lockheed Martin Astronautics, Denver, est l'entrepreneur principal pour le projet et développé et a construit la navette spatiale. Les opérations de mission sont conduites conjointement de Martin Lockheed et de JPL, une division de l'Institut de Californie de Technologie dans Pasadena.
March 01, 2002
MEDIA RELATIONS OFFICE
JET PROPULSION LABORATORY
CALIFORNIA INSTITUTE OF TECHNOLOGY
NATIONAL AERONAUTICS AND SPACE ADMINISTRATION
PASADENA, CALIFORNIA 91109. TELEPHONE (818) 354-5011
http://www.jpl.nasa.gov
NASA'S MARS ODYSSEY SPACECRAFT UNVEILS EARLY SCIENCE
RESULTS
March 01, 2002
Initial science data from NASA's Mars Odyssey spacecraft, which began its
mapping mission last week, portend some tantalizing findings by the newest
Martian visitor, including possible identification of significant amounts
of frozen
water.
"We are delighted with the quality of data we're seeing," said Dr. Steve
Saunders,
Odyssey project scientist at JPL. "We'll use it to build on what we've
learned from
Mars Global Surveyor and other missions. Now we may actually see water
rather
than guessing where it is or was. And with the thermal images we are able
to
examine surface geology from a new perspective."
"These preliminary Odyssey observations are the 'tip of the iceberg' of
the science
results that are soon to come, so stay tuned," said Dr. Jim Garvin, lead
scientist of
the Mars Exploration Program at NASA Headquarters, Washington, D.C.
New images taken by the thermal emission imaging system show the temperature
of the surface at a remarkable level of clarity and detail during both
the martian day
and night. The images can be seen at http://mars.jpl.nasa.gov/odyssey and
http://themis.asu.edu/latest . Odyssey's camera system is studying Mars'
surface
mineralogy to reveal geologic history. The thermal infrared images are
30 times
sharper than previously available images, and the camera's visible-light
images will
fill a gap in resolution between Viking Orbiter and Mars Global Surveyor
pictures.
Initial measurements by the gamma ray spectrometer instrument suite show
the
presence of significant amounts of hydrogen in the south polar region of
Mars. The
high hydrogen content is most likely due to water ice, though the amount
of ice
cannot be quantified yet. Further analysis will be conducted to confirm
the
interpretation. The detection of hydrogen is based both on the intensity
of gamma
rays emitted by hydrogen, and by the intensity of neutrons that are moderated
by
hydrogen. The neutron intensity was observed by the high energy neutron
detector
and the neutron spectrometer. Additional information is available online
at
http://grs.lpl.arizona.edu/results/presscon1/ .
"The preliminary assessment of the gamma-ray spectrometer data indicates
the
likely presence of hydrogen in the upper few feet of the martian surface
as sampled
at spatial scales approximately 400 miles across. Further analysis and
another
month or so of mapping will permit more quantitative assessment of these
observations and allow for a refined interpretation," said Garvin.
Measurements made by the martian radiation environment experiment during
Odyssey's cruise phase suggest that the daily dose of radiation experienced
by
astronauts on their way from Earth to Mars would be more than twice the
dose
endured by astronauts on the International Space Station. Investigators
are in the
process of troubleshooting the radiation experiment to determine why the
instrument stopped communicating and was turned off in August 2001.
The Jet Propulsion Laboratory manages the 2001 Mars Odyssey mission for
NASA's Office of Space Science, Washington, D.C. Investigators at Arizona
State University in Tempe, the University of Arizona in Tucson, and NASA's
Johnson Space Center, Houston, operate the science instruments. Additional
science partners are located at the Russian Aviation and Space Agency,
which
provided the high-energy neutron detector, and at Los Alamos National
Laboratories, New Mexico, which provided the neutron spectrometer. Lockheed
Martin Astronautics, Denver, is the prime contractor for the project, and
developed and built the orbiter. Mission operations are conducted jointly
from
Lockheed Martin and from JPL, a division of the California Institute of
Technology
in Pasadena.
*****************************
http://grs.lpl.arizona.edu/results/presscon1/
Observation des grandes quantités de glace sur Mars
Base d'observation :
La preuve pour les grandes quantités de glace dans l'hémisphère sud de Mars vient de trois instruments différents dans le Spectromètre de Rayon gamma (GRS) la suite d'instrument à bord le vaisseau spatial d'Odyssée de Mars 2001 : le Détecteur de Rayon gamma, le Spectromètre À neutrons (NS) et le Détecteur À neutrons de Haute énergie (HEND). Chacun de ces instruments a détecté le signal attendu d'une grande quantité de glace à la surface, ou regolith, de Mars. La présence de glace est indiquée par des signaux en raison de l'hydrogène, un des constituants principaux d'eau, qui a la formule chimique H 2 O. Cette formule a de l'importance cette eau est composée de deux atomes d'hydrogène combiné avec un atome d'oxygène. Nous déterminons la quantité d'hydrogène dans le sol par deux techniques différentes. On compte sur la capacité d'hydrogène pour se ralentir, ou modérer, les neutrons et l'autre comptent sur le fait que l'hydrogène peut absorber un neutron et émettre ensuite un rayon gamma d'une énergie spécifique et caractéristique. Nous avons vu tous les deux de ces effets dans les données initiales de l'Odyssée de Mars GRS.
Comment le travail de techniques :
Nous fournissons une explication plus détaillée des techniques ailleurs sur ce site Web. Ici nous donnons une vue d'ensemble simplifiée (voir la Figure 1). Le processus commence par des rayons cosmiques, qui sont des particules très énergiques, surtout des protons, ce voyage par l'espace à presque la vitesse de la lumière. Comme ils rencontrent un objet comme le Mars, ils entreront finalement en collision avec le noyau d'un des atomes qui composent la surface. Quand cela arrive, la collision produit plusieurs autres particules dans un processus appelé spallation. Ces particules sont surtout des neutrons et d'autres protons et eux, comme les particules de rayon originales cosmiques, ont très haut (mais baissent légèrement ) des vitesses. Ces protons secondaires sont émis dans des directions différentes et ils, à son tour, subissent des collisions et produisent plus de particules. Le processus continue à produire une cascade de protons et des neutrons dans le supérieur (yards) de peu de mètres du sol martien.
Figure 1.
Les neutrons ont de la plupart d'intérêt
pour nos demandes(applications). Quand ils entrent en collision avec les
noyaux d'autres atomes, ils perdent l'énergie, ralentissent et deviennent
finalement thermalized, ce qui signifie qu'ils se déplacent aux
vitesses comparables avec la vitesse à laquelle les atomes sur la
surface se déplacent. L'Hydrogène est particulièrement
important dans le processus de ralentissement ou des neutrons thermalizing
parce que deux ont presque la masse identique. Il est quand deux objets
de masse semblable entrent en collision avec cela la quantité
maximale d'énergie est transférée entre eux. Par exemple,
quand une boule de réplique frappe une autre boule d'association(bassin)
le centre mort, il arrêtera et transférera toute son énergie
à la boule frappée. Si, d'autre part, on devait frapper une
boule roulante avec une boule de réplique, la boule roulante
gagnerait à peine n'importe quelle énergie du tout tandis
que la boule de réplique changerait la direction mais sa vitesse
et énergie serait presque inchangée.
Une fois des neutrons sont thermalized, d'autres atomes, incluant l'hydrogène, peuvent les absorber. Quand l'hydrogène et d'autres atomes absorbent un neutron, ils émettent immédiatement un rayon gamma. Les rayons gamma ainsi émis ont les énergies qui sont caractéristiques de l'atome d'absorption et peuvent être aisément identifiées par notre Spectromètre de Rayon gamma. C'est une des deux méthodes par lesquelles nous avons détecté les grandes quantités d'hydrogène sur le Mars.
La deuxième méthode est employée par le Spectromètre À neutrons et le Détecteur À neutrons de Haute énergie. Ces instruments détectent des neutrons et les divisent dans trois poubelles d'énergie différentes : vite, epithermal et thermal. Des neutrons rapides sont ceux qui se déplacent toujours avec les très hautes vitesses peu de temps après avoir soit fait par spallation de rayons cosmiques. Epithermal des neutrons sont ceux qui sont bien le long sur leur voie au ralentissement en bas aux vitesses thermales, mais ne sont pas là encore et des neutrons thermaux sont ceux qui sont entièrement ralentis et déplacent autour dans le regolith attendant pour être absorbé (ou s'échapper en arrière dans à l'espace, comme certains font). L'Hydrogène a une capacité exceptionnelle de modérer la vitesse de neutrons, pour que quand il y a beaucoup d'hydrogène présentent les neutrons seront rapidement ralenti aux vitesses thermales et il y aura relativement peu de neutrons rapides ou epithermal. C'est l'effet que nous voyons dans les résultats du NS et des instruments HEND.
Les données :
Nous présentons ici certaines des données réelles reçues selon nos instruments aussi bien que certaines des premières cartes d'où ces données indiquent qu'il y a les quantités substantielles d'hydrogène (et par le sorbet d'inférence) sur le Mars. Représentez 2 expositions une partie de deux spectres obtenus par le Spectromètre de Rayon gamma. Un spectre montre l'intensité du signal reçu comme une fonction du niveau d'énergie des rayons gamma. Le spectre supérieur, bleu a été pris sur le secteur au sud de 60 ° la latitude du sud et montre qu'une augmentation forte de l'intensité à une énergie nivelle la caractéristique d'absorption d'un neutron thermal par le noyau d'un atome hydrogène. Le spectre inférieur, rouge est du secteur au nord de 60 ° la latitude du sud et montre seulement une petite augmentation de l'intensité de signal au même niveau d'énergie. Le fait d'être déchiqueté dans les spectres est sonore et n'importe quel signal doit dépasser ce niveau à être considéré légitime.
Figure 2.
Représentez 3 expositions une carte de l'hémisphère sud de Mars de l'équateur au bord extérieur au pôle antarctique au centre. Cette carte a été faite employant des données de l'instrument NS et montre l'abondance d'epithermal ou des neutrons modérément rapides. Des nuances bleues indiquent une grande réduction du nombre de neutrons epithermal. Tous les secteurs au sud de 60 ° la latitude du sud sont significativement épuisés dans ces neutrons, comme attendu pour une grande quantité de glace.
Figure 3.
Figure 4.
Représentez 4 expositions une carte semblable faite employant des données de l'instrument HEND qui mesure l'abondance de neutrons de haute énergie dans le regolith de Mars. Chaque boîte couvre un secteur 10 ° par 10 ° pour que cette carte couvre un peu plus que l'hémisphère sud de Mars de 10 ° au nord de l'équateur au bord au pôle antarctique au centre. Des nuances bleues et pourpres indiquent une grande réduction du nombre de neutrons de haute énergie. Le secteur entier autour du pôle antarctique, au sud de 60 ° la latitude du sud, démontre un manque significatif de ces particules, qui sont exactement que l'on attendrait si le regolith a contenu une grande quantité de glace.
Conclusions :
À ce temps nous ne pouvons pas dire exactement combien la glace, sommes présents dans le regolith de Mars d'autre que dire que c'est substantiel, au moins plusieurs pour cent. Le fait que nous voyons une signature claire de glace de trois instruments différents, employant deux techniques différentes, fait la conclusion que sommes là une quantité significative de glace au sud de 60 ° la latitude du sud du son(sains). Beaucoup de scientifiques ont précédemment spéculé, basés sur le bon raisonnement scientifique, cette glace serait stable aux latitudes comparables avec ceux où nous voyons la majoration d'hydrogène et on a vu la preuve(évidence) pour les très petites quantités de glace basée à la sortie de vapeur d'eau des sols. En quelques mois suivants nous vérifierons toutes les questions impliquées dans la fabrication d'une évaluation plus détaillée des données. Nous soumettrons alors nos découvertes à d'autres scientifiques pour leur évaluation et publierons les résultats. Nous continuerons aussi à rassembler(prendre) de nouvelles données sur le couple suivant des années qui doivent nous permettre de faire les cartes plus détaillées d'où et combien de glace est présente sur le Mars aussi bien que les cartes d'autres éléments et des minéraux.
Texte par William V. Boynton, Dollar Janes et Bruyère Enos.
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Announcement of Initial Science Findings
Observation of large amounts
of ice on
Mars
Basis of observation:
The evidence for large
amounts of ice in the southern hemisphere of Mars comes from
three different instruments in the Gamma-Ray
Spectrometer (GRS) instrument suite on
board the 2001 Mars Odyssey spacecraft: the Gamma
Ray Sensor, the Neutron Spectrometer
(NS), and the High-Energy Neutron Detector (HEND).
Each of these instruments has
detected the signal expected from a large amount
of ice in the surface, or regolith, of Mars.
The presence of ice is indicated by signals due
to hydrogen, one of the major constituents
of water, which has the chemical formula H2O.
This formula signifies that water is made up
of two atoms of hydrogen combined with one atom
of oxygen. We determine the amount of
hydrogen in the soil by two different techniques.
One relies on the ability of hydrogen to
slow down, or moderate, neutrons and the other
relies on the fact that hydrogen can absorb
a neutron and then emit a gamma ray of a specific
and characteristic energy. We have seen
both of these effects in the initial data from
the Mars Odyssey GRS.
How the techniques work:
We provide a more detailed
explanation of the techniques elsewhere on this website.
Here we give a simplified overview (see Figure
1). The process begins with cosmic rays,
which are very energetic particles, mostly protons,
that travel through space at nearly the
speed of light. As they encounter an object such
as Mars, they will eventually collide with
the nucleus of one of the atoms which make up
the surface. When this happens, the
collision generates several other particles in
a process called spallation. These particles are
mostly neutrons and other protons, and they,
like the original cosmic ray particles, have
very high (but slightly lower) velocities. These
secondary protons are emitted in different
directions and they, in turn, undergo collisions
and generate more particles. The process
continues generating a cascade of protons and
neutrons in the upper few meters (yards) of
the martian soil.
The neutrons are of the
most interest for our
applications. When they
collide with the nuclei of other
atoms, they lose energy, slow
down, and eventually become
thermalized, which means
that they are moving at
speeds comparable to the
speed at which atoms on the
surface are moving. Hydrogen
is especially important in the
process of slowing down or
thermalizing neutrons because
the two have nearly the
identical mass. It is when two
objects of similar mass collide
that the maximum amount of
energy gets transferred
between them. For example,
when a cue ball strikes
another pool ball dead center,
it will stop and transfer all of
its energy to the struck ball.
If, on the other hand, one
were to strike a bowling ball with a cue ball,
the bowling ball would hardly gain any energy
at all while the cue ball would change direction
but its speed and energy would be nearly
unchanged.
Once neutrons are thermalized,
other atoms, including hydrogen, can absorb them.
When hydrogen and other atoms absorb a neutron,
they immediately emit a gamma ray.
The gamma rays thus emitted have energies that
are characteristic of the absorbing atom
and can be readily identified by our Gamma Ray
Spectrometer. This is one of the two
methods by which we have detected large amounts
of hydrogen on Mars.
The second method is
used by the Neutron Spectrometer and the High-Energy Neutron
Detector. These instruments detect neutrons and
divide them into three different energy
bins: fast, epithermal, and thermal. Fast neutrons
are those that are still moving with very
high velocities shortly after having been made
by spallation from cosmic rays. Epithermal
neutrons are those that are well along on their
way to being slowed down to thermal
velocities but are not there yet, and thermal
neutrons are those that are fully slowed and
are moving around in the regolith waiting to
be absorbed (or to escape back in to space, as
some do). Hydrogen has an exceptional ability
to moderate the velocity of neutrons, so that
when there is a lot of hydrogen present the neutrons
will be quickly slowed to thermal
velocities and there will be relatively few fast
or epithermal neutrons. This is the effect that
we see in the results from the NS and HEND instruments.
The data:
We present here some
of the actual data received by our instruments as well as some
of the first maps of where these data indicate
that there are substantial amounts of
hydrogen (and by inference water ice) on Mars.
Figure 2 shows a portion of two spectra
obtained by the Gamma Ray Spectrometer. A spectrum
shows the intensity of the signal
received as a function of the energy level of
the gamma rays. The upper, blue spectrum was
taken over the area south of 60° south latitude
and shows a strong increase in intensity at
an energy level characteristic of absorption
of a thermal neutron by the nucleus of a
hydrogen atom. The lower, red spectrum is from
the area north of 60° south latitude and
shows only a small increase in signal intensity
at the same energy level. The jaggedness in
the spectra is noise and any signal must rise
above this level to be considered legitimate.
Figure 2.
Figure 3 shows a map
of the southern hemisphere of Mars from the equator at the
outer edge to the south pole at the center. This
map was made using data from the NS
instrument and shows the abundance of epithermal
or moderately fast neutrons. Blue hues
indicate a large reduction in the number of epithermal
neutrons. All areas south of 60°
south latitude are significantly depleted in
these neutrons, as expected for a large amount
of ice.
Figure 3.
Figure 4 shows a similar
map made using data from the
HEND instrument which
measures the abundance of
high-energy neutrons in the
regolith of Mars. Each box
covers an area 10° by 10° so
that this map covers a little
more than the southern
hemisphere of Mars from 10°
north of the equator at the
edge to the south pole at the
center. Blue and purple hues
indicate a large reduction in the
number of high-energy
neutrons. The entire area
around the south pole, south of
60° south latitude,
demonstrates a significant lack
of these particles, which is
exactly what one would expect
if the regolith contained a large
amount of ice.
Conclusions:
At this time we cannot
say
exactly how much ice, is
present in the regolith of Mars
other than to say that it is
substantial, at least several
percent. The fact that we see a
clear signature of ice from
three different instruments,
using two different techniques,
makes the conclusion that
there is a significant amount of
ice south of 60° south latitude
a sound one. Many scientists
have previously speculated, based on good scientific
reasoning, that ice would be stable at
latitudes comparable to those where we are seeing
the enhancement of hydrogen, and
evidence for very small amounts of ice have been
seen based on water vapor release from
the soils. In the next few months we will be
checking all of the issues involved in making a
more detailed assessment of the data. We shall
then submit our findings to other
scientists for their evaluation and publish the
results. We shall also continue to collect new
data over the next couple of years which should
allow us to make more detailed maps of
where and how much ice is present on Mars as
well as maps of other elements and
minerals.
Text by William V. Boynton,
Buck Janes and Heather Enos.
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