Распределение угарного газа в атмосфере Марса

Распределение угарного газа в атмосфере Марса в деталях исследовал российский спектрометр Atmospheric Chemistry Suite на борту космического аппарата Trace Gas Orbiter российско-европейской миссии ExoMars-2016. Результаты опубликованы на портале журнала Nature Geosciences 19 января и в печатном номере — 4 февраля 2021 года. Это, фактически, первые оценки концентрации CO в атмосфере в зависимости от высоты над поверхностью: от 10 до 120 км. Измерения проводились на разных широтах, и захватили глобальную пылевую бурю 2018 года.

Концентрация молекул CO на экваторе составила около 1 000 частиц на миллион в единице объёма (ppmv) на высотах 10–80 км, а по мере продвижения к полюсам она росла вплоть до более 3 000 ppmv. Во время глобальной пылевой бури концентрация CO резко уменьшились на всех высотах, что свидетельствует о большем содержании водяного пара — главного «разрушителя» угарного газа на Марсе. Дальнейшая работа в этом направлении поможет детальнее понять атмосферную циркуляцию и химические реакции на Красной планете, и привести существующие модели в большее соответствие с экспериментальными данными.

Каньон Мелас, часть Долин Маринера

Из последних новостей с Марса может сложиться впечатление, что самое интересное на Красной планете — это вода или неуловимый биомаркер метан. В отличие от них, угарный газ кажется довольно «скучным» веществом — его на Марсе сравнительно много и к возможной жизни он отношения как будто не имеет. Но зато он «рассказывает» очень много и подробно о том, как устроена атмосфера Марса: какие химические реакции в ней протекают, как движутся атмосферные массы и стабильна ли она?

В отличие от Земли, основа марсианской атмосферы — углекислый газ конденсируется и сублимируется в полярных областях при смене сезонов. Как на Земле водяной пар, так на Марсе в виде осадков выпадает CO2, формируя снежный покров толщиной 1–2 м. Количество CO2 в атмосфере меняется, и при этом меняется относительное содержание «заметных» неконденсируемых газов, таких как аргон и угарный газ.

Кроме того, угарный газ не очень стабилен сам по себе. Его основной источник — углекислота CO2 распадается под действием солнечного света с образованием угарного газа и атома кислорода. Это происходит на высоте более 60 км над поверхностью. Затем, когда молекула CO, следуя вместе с атмосферными массами, спустится ниже, она с большой вероятностью будет захвачена гидроксильной группой OH и прекратит своё существование, снова превратившись в CO2 и воду.

«Время жизни» одной молекулы CO оценивается примерно в 5 земных лет (2,5 марсианского года). Этого более чем достаточно, чтобы концентрация CO в атмосфере хорошо «реагировала» на сезонные вариации в атмосфере. Значит, если хорошо измерить, где и в каких концентрациях находится угарный газ, то можно понять, во-первых, как двигаются атмосферные массы в зависимости от сезона, и во-вторых, сколько водяного пара в атмосфере и насколько велика её окислительная способность.

«Содержание CO измеряли приборы на марсианских аппаратах Mars Express и Mars Reconnaissance Orbiter, на разных широтах, — поясняет член-корреспондент РАН Олег Кораблёв, руководитель отдела физики планет Института космических исследований РАН, соавтор статьи. — Но до настоящего времени измерялось общее содержание CO в определенном месте в атмосфере, то есть сразу на всех высотах, и больше касаются того, что происходит в нижних слоях атмосферы. Аппарат MAVEN регистрировал нейтральные молекулы CO на расстояниях от 140 до 350 км от поверхности. Между этими измерениями есть пространственный разрыв, в сущности, в той области, где CO и появляется».

Необходимость «закрыть» этот разрыв диктовалась ещё и тем, что измеренные значения не совсем соответствовали тому, что предсказывали модели марсианской атмосферы, и были выше в 2–4 раза. Это значит, что-то не учтено в модели.

Атмосферный комплекс ACS на борту аппарата TGO российско-европейской миссии ExoMars-2016 включает три спектрометра, работающих в разных диапазонах инфракрасного излучения. Он был создан в ИКИ РАН специально для измерения малых составляющих атмосферы Марса (с концентрациями всего несколько частиц на миллиард и даже триллион) на разных высотах от поверхности. Благодаря этому общая «картина» марсианской атмосферы становится гораздо более детальной.

Для изучения угарного газа использовались данные спектрометра среднего ИК-диапазона MIR. Один из основных методов наблюдений — «солнечные затмения», при которых прибор «смотрит» на Солнце через марсианскую атмосферу. Солнечные лучи просвечивают атмосферный слой, и по полученному спектру можно судить о том, какие вещества и аэрозоли составляют атмосферу и, что особенно важно, на какой высоте они находятся. Всего для анализа использовались данные 32 «затмений» с 24 апреля до 28 июня 2018 года. В это время на Марсе заканчивалась зима в южном полушарии и начиналась зима в северном. На этот же период пришлась и глобальная пылевая буря.

«Данные о температуре и давлении атмосферы были восстановлены по данным второго спектрометра в составе ACS — NIR (работает в ближнем ИК-диапазоне)», — говорит Анна Федорова, заведующая лабораторией экспериментальной спектроскопии ИКИ РАН и соавтор статьи.

Первые измерения проводились на средних и низких широтах южного полушария до северного осеннего равноденствия. Картина циркуляции марсианской атмосферы в очень первом приближении такова: на экваторе преобладают восходящие потоки (атмосфера нагревается), у полюсов — нисходящие, и во время равноденствия это происходит более или менее симметрично в двух полушариях. Циркуляция в виде двух таких ячеек Хедли достаточно быстро, в течение 1–2 недель перемешивает атмосферу. В полярных областях обмен происходит несколько медленнее.

«По данным MIR, около экватора содержание угарного газа составляет около 1 000 ppmv. Чем дальше на юг, тем содержание выше (среднее значение 1 260 ppmv), но это касается только высот до 80 км. Выше этой „отметки“ содержание угарного газа резко растёт, до 5 000 ppmv и более: именно здесь происходит фотодиссоциация молекул CO2 с образованием CO.

Однако модель глобальной циркуляции предсказывали, что это должно происходить ниже, с отметки около 60 км. Расхождение между моделью и данными говорит о том, что модель предусматривает менее интенсивный перенос угарного газа наверх, чем наблюдается в действительности. На высоких широтах концентрация угарного газа начинала расти ещё раньше и достигала 2 000–3 000 ppmv уже на высоте 40 км. В этой области находятся нисходящие потоки, которые приносят CO ближе к поверхности.

И, как и в случае со средними широтами, предсказания модели и экспериментальные данные не совпали: выше 40 км угарного газа оказалось больше, чем предполагалось, а ниже — наоборот, меньше».

В результате глобальной пылевой бури, которая накрыла атмосферу Марса после северного осеннего равноденствия, концентрация угарного газа уменьшилась, но при этом усилился его перенос из нижних слоев в верхние.

«Пыль в атмосфере поглощает излучение и сохраняет тепло. Таким образом, нижние слои нагреваются и расширяются, усиливается атмосферный перенос от экватора к полюсам, увеличивается концентрация водяного пара и реже собираются облака. Все это отражается на количество CO», — поясняет Олег Кораблёв.

За время наблюдений средняя концентрация угарного газа упала примерно на 20 % (с примерно 1 260 до 1 079 ppmv). Возможно, что во время пылевой бури молекулы водяного пара поднимаются выше, чем обычно, и, как следствие, образуется больше гидроксильных групп OH, которые превращают CO в CO2. Наблюдения после пылевой бури показали, что концентрация угарного газа в атмосфере остается более или менее одинаковой до высот около 100 км. До бури эта «планка» стояла на 80 км.

Идя «по следам» угарного газа, можно лучше понять атмосферную циркуляцию Марса. В ближайшем будущем исследователи предполагают, во-первых, изучить изотопный состав угарного газа и, во-вторых, «соединить» данные по CO с данными по водяному пару, озону и кислороду, благодаря чему общая картинка химических реакций и атмосферных движений на Марсе должна стать гораздо более «прозрачной».