Данные российского комплекса ACS, расположенного на орбитальном модуле проекта «ЭкзоМарс», показали, что водяного пара в верхней атмосфере Марса может быть гораздо больше, чем считалось раньше.

9 января 2020 г журнал Science опубликовал результаты исследования марсианской атмосферы российским комплексом для изучения химии атмосферы ACS (Atmospheric Chemistry Suite), размещённом на марсианском орбитальном аппарате Trace Gas Orbiter (TGO) проекта «ЭкзоМарс». Его чувствительность позволяет обнаруживать составляющие атмосферы в количестве нескольких частиц на триллион. Основные результаты работы касаются поведению водяного пара. В работе приняли участие специалисты Института космических исследований РАН (ИКИ) и их коллеги из Франции, Великобритании и Австралии. Первым автором статьи стала Анна Фёдорова, заведующая лабораторией отдела физики планет ИКИ РАН.

. Схема «убегания» воды из атмосферы Марса. Солнечные лучи нагревают полярные шапки, и вода испаряется. Ветер переносит её в холодные слои атмосферы, где она конденсируется в облака и остаётся в атмосфере планеты. Но атмосфера оказывается перенасыщена водяным паром, который может подниматься ещё выше и распадаться на атомы водорода и кислорода под действием солнечного ультрафиолета. (Изображение ESA)

Результаты исследования. Показаны значения параметров в зависимости от высоты (по вертикали) и широты (по горизонтали). Слева: северное полушарие, справа – южное. А) Даты наблюдений, красные – во время восхода Солнца, синие — захода. B) температура. C) коэффициент перемешивания водяного пара. D) насыщение водяного пара (синие – области, где водяной пар не насыщен). E) водяной пар (синий) и пыль (коричневая) в атмосфере Марса. (Изображение из статьи)

Воды в атмосфере Марса мало: если всю её осадить на поверхность, то толщина водяного слоя составит всего 10 микрон (микрон — миллионная доля метра). Но именно через атмосферу Марс постоянно «теряет» воду. Водяной пар переносится с поверхности в верхние слои атмосферы, где под действием солнечного ультрафиолетового излучения распадается на атомы кислорода и водорода, которые получают достаточную энергию, чтобы преодолеть слабую гравитацию планеты и улететь в межпланетное пространство.

В результате, воды на современном Марсе менее 10 процентов того количества, которое, как считается, было раньше, во времена «теплого и влажного» раннего Марса. На его поверхности вода сосредоточена, в основном, в полярных шапках в виде льда. Если все достоверно известные запасы льда растопить и распределить по поверхности планеты, то глубина водного слоя получится всего около 30 м (по некоторым данным 35 м).

Однако детали механизма потери Марсом воды пока до конца не проработаны. В частности, остаётся нерешённым вопрос, насколько быстро молекула воды проходит весь путь от попадания в атмосферу до превращения в водород и покидания атмосферы. Это во многом зависит от того, как высоко могут подниматься молекулы воды. Поэтому так важны наблюдения за водяным паром в атмосфере Марса, его концентрацией и распределением по высоте.

С апреля 2018 по март 2019 (это примерно половина марсианского года) АЦС провёл порядка 1700 тысяч наблюдений в так называемом «режиме солнечных затмений». При этом спектрометры смотрели на Солнце через атмосферу Марса, что позволяло определять и наличие различных химических соединений, и их концентрацию в зависимости от высоты. Так были получены данные о концентрации молекул воды, температуре и давлении атмосферы, а также количестве пыли в ней.

Необходимо было понять, как вода попадает в верхние слои атмосферы. Как на Земле, так и на Марсе один из важнейших процессов, запирающий воду в нижней атмосфере, — образование облаков. Они появляются, когда парциальное давление водяного пара (это давление, которое имел бы пар, если бы других газов в атмосфере не было) превышает некоторое пороговое значение, зависящее от температуры. Его называют порогом насыщения. Облака играют роль «холодной ловушки» для молекул воды, не давая им подниматься выше. Но если комбинация температуры и давления таковы, что порог насыщения повышается, то часть молекул воды может избежать этой «ловушки». При этом очень важно, как много пыли в атмосфере, поскольку её частицы служат ядрами конденсации при формировании облаков.

Важнейшим результатом исследования стали наблюдения за водяным паром в состоянии перенасыщения, когда его количество больше значения, максимального для данной температуры. Ранее предполагалось, что в случае перенасыщения «лишняя» вода мгновенно кристаллизуется. Поэтому в марсианской атмосфере выше некоторой высоты должно происходить резкое падение содержания водяного пара .

Однако во время южных весенних и летних штормовых сезонов водяной пар постоянно наблюдался на достаточно больших высотах, до 80 км, даже при наличии облаков, что говорит о наличии эффективного механизма переноса воды в верхние слои атмосферы. Значит, конденсация не «собирает» весь лишний водяной пар в облака. Возможно, здесь играют роль резкое уменьшение температуры и/или высокая скорость переноса воды в атмосфере, так что облака просто не успевают сконденсироваться. Это означает, что потеря воды с Марса больше, чем считалось ранее.

Другой вывод статьи заключается в том, что сезонные изменения в атмосфере Марса во время прохождения перигелия могут иметь большее значение, чем предполагалось ранее. В это время в южном полушарии начинается более интенсивный подъём воздушных масс, а вместе с ними и водяного пара. Возможно, на геологических масштабах времени именно этот механизм определяет темпы потери Марсом воды.

По информации  ИКИ РАН.