Путем воды и углерода

12 апреля 2024

Рубрика

Исследования

Весной 2024 года аппарат TGO проекта «ЭкзоМарс» отметил восьмой «день рождения», если отсчитывать от старта 14 марта 2016 г. Шесть лет из этих восьми, начиная с марта 2018 г, он штатно трудится у Марса. На борту TGO установлено два российских научных прибора. Один из них — спектрометрический комплекс ACS, который изучает атмосферу планеты. Чем дольше он работает, тем точнее мы знаем, как устроены климат и погода Марса, какие вещества составляют его атмосферу и как они постепенно покидают Марс.

Российский спектрометрический комплекс для изучения химии атмосферы ACS (Atmospheric Chemistry Suite) объединяет под одним корпусом три спектрометра, работающих в ближнем, среднем и дальнем участках инфракрасного диапазона.

Научная задача эксперимента — подробно изучить атмосферу Марса, в частности, её малые составляющие. Так называют вещества, концентрация которых не превышает нескольких частиц на миллиард или даже триллион (основной же марсианский газ — 95 % — углекислота CO₂). Они могут свидетельствовать о самых разных процессах, происходящих на Марсе. Например, о том, есть ли на Марсе современная вулканическая активность, как взаимодействуют атмосфера и поверхность. Или о том, как через свою атмосферу Марс постепенно теряет «последнюю» воду. Наконец, с их помощью теоретически можно обнаружить живые организмы — если, конечно, они на Марсе есть.

К сожалению, про жизнь на Марсе ACS пока не может сказать ничего определенного. Но по поводу двух первых пунктов у него накопилось достаточно информации не только о том, чего на Марсе нет, но и о том, что на нём есть и как оно взаимосвязано. Благодаря данным ACS исследователи ИКИ РАН совместно с российскими и зарубежными коллегами заполняют «пробелы» мозаики, связывая воедино разрозненные фрагменты цельной картины.

Часть первая. Водяной пар

Три марсианских года работы ACS (один год на Марсе равен примерно двум земным) совершенно изменили парадигму понимания того, что происходит с водяным паром в атмосфере планеты.

Марс можно сравнить с Арракисом — планетой-пустыней романа «Дюна» Фрэнка Герберта. Это не совпадение — вначале автор хотел сделать местом действия именно Марс. И на Арракисе, и на Марсе очень мало воды. Правда, в отличие от жаркого Арракиса, вода на холодном Марсе в жидком виде существовать почти никогда не может — только в твердом или газообразном, как водяной пар.

Спектрометрический комплекс АЦС. Спектрометр МИР справа

Спектрометрический комплекс АЦС. Фотография: Роскосмос/ЕКА/АЦС/ИКИ

Но роль воды на обоих планетах очень важна — она регулирует многие важные химические циклы. Кроме того, изучая цикл воды на планете сегодня, можно оценить как быстро Марс (но не Арракис) терял воду в ходе своей истории и какими темпами он теряет её сейчас.

Если молекула водяного пара H₂O находится на достаточной высоте, то под действием солнечного ультрафиолетового излучения она распадается на другие вещества (этот процесс называют фотодиссоциацией). Это атомарный кислород O, атомарный водород 2H и его изотопы, гидроксильный остаток OH и другие соединения.

Атомы водорода соединяются в молекулы H₂ и, если оказываются достаточной высоко, покидают атмосферу под действием солнечного ветра. Таким образом Марс теряет воду.

Но, кроме того, получившиеся в результате фотодиссоциации вещества вступают в химические реакции с производными углекислого газа, молекулы которого также распадаются под действием солнечных лучей на угарный газ CO, молекулярный и атомарный кислород O₂ и O, озон O₃.

Таким образом, чтобы нарисовать полную картину происходящего на Марсе, надо одновременно наблюдать и за CO₂, и за водяным паром, и за их производными. Это иногда бывает весьма непросто — и тут помогают высокие характеристики ACS.

Благодаря данным спектрометра среднего ИК-диапазона MIR в составе ACS были построены профили содержания водяного пара до высоты 120 км над поверхностью (Belyaev et al. 2021). В эту область входит вся мезосфера Марса (60–80 км над поверхностью), где находится температурный минимум. До ACS этот слой не изучался.

Максимальная концентрация водяного пара 10–50 частиц на миллион в единице объеме (parts per million by volume, ppmv) наблюдалась на высоте 100–120 км во время глобальной пылевой бури 34 марсианского года (MY34) и во время южного летнего солнцестояния MY34 и MY35. В остальное время концентрация не превышала 2 ppmv.

Почему это важно? Чем выше «летает» молекула воды, тем проще УФ-излучению разбить её. Таким образом, если водяного пара больше в нижних слоях атмосферы, то темпы его диссоциации будут не очень большими и меньше водорода «убежит» с планеты в единицу времени.

До начала работы аппарата TGO представлялось, что молекулы водяного пара не могут подниматься очень высоко в атмосфере Марса. Из-за малого давления и низкой температуры он должен очень быстро конденсироваться, а частицы воды или водяного льда, из-за большого веса, не поднимутся высоко. Таким образом, вода остается как бы «запертой» в нижних слоях атмосферы и распределяется более или менее равномерно по полушариям. В этом случае и темпы убегания водорода будут одинаковы в любое время марсианского года.

Но, как показал ACS, молекулы воды способны подниматься гораздо выше слоя облаков в теплое время года (весна и лето в южном полушарии) и во время пылевых бурь. Таким образом, на скорость потери воды начинает влиять смена сезонов. На Марсе она ещё и «несимметрична», поскольку орбита планеты заметно отличается от круговой и на минимальное расстояние к Солнцу Марс подходит именно в период лета в южном полушарии.

Эти экспериментальные данные были использованы в новой модели потерь Марсом воды (Montmessin et al. 2022), где учитывался водяной пар на высотах 60–70 км над поверхностью. Как показали результаты моделирования, именно эта «составляющая» дает основной вклад в появление атомарного водорода в верхней экзосфере Марса. Поэтому весьма вероятно, что и на длительных временных масштабах этот процесс был одним из основных для потери Марсом воды.

Вертикальные профили содержания воды (в частицах на миллион, ppm) и показателя насыщения в атмосфере Марса, полученные по данным приборов SPICAM («Марс-Экспресс», ESA) за MY 29 и ACS NIR (TGO, «ЭкзоМарс», Роскосмос/ESA) за MY35 и MY36, отдельно для северного и южного полушарий. На верхнем рисунке показано распределения наблюдений по широтам. Изображение из статьи Anna Fedorova et al., 2023 https://doi.org/10.1029/2022JE007348

Также с помощью данных спектрометра ближнего ИК-диапазона NIR комплекса ACS были получены карты перенасыщения водяного пара в атмосфере на высоте от 10 до 100 км над поверхностью на протяжении двух марсианских лет: с середины MY34 до середины MY36 (Fedorova et al. 2023).

Слово «перенасыщение» означает, что мы наблюдаем в атмосфере больше водяного пара, чем ожидали при данных температуре и давлении. Это происходит, если температура слишком быстро уменьшается или атмосфера достаточно чистая, так что молекулы воды существуют в газообразном состоянии, не конденсируясь в капельки.

Тот факт, что при определенных условиях на Марсе водяной пар может находиться в перенасыщенном состоянии, исследователи установили раньше, но благодаря ACS получили возможность изучить это явление на протяжении длительного времени. Так стало понятно, что перенасыщенный водяной пар наблюдается практически повсеместно над облаками, то есть над аэрозольным слоем, во время прохождения и перигелия, и афелия — самой близкой и самой далекой от Солнца точек орбиты соответственно.

Абсолютные значения концентрации при этом меняются в зависимости от сезона и высоты: от 50 до 3 ppmv. Но тот факт, что водяной пар существует на большой высоте и при условиях, которые, казалось бы, не позволяют ему подниматься так высоко, заставляет совершенно по-другому оценивать происходящее на планете.

Статьи

Denis A. Belyaev, Anna A. Fedorova, Alexander Trokhimovskiy, Juan Alday, Franck Montmessin, Oleg I. Korablev, Franck Lefèvre, Andrey S. Patrakeev, Kevin S. Olsen, Alexey V. Shakun. Revealing a High Water Abundance in the Upper Mesosphere of Mars With ACS Onboard TGO. Geophysical Research Letters 48, Issue 10, 28 May 2021 https://doi.org/10.1029/2021GL093411
F. Montmessin, D. A. Belyaev, F. Lefèvre, J. Alday, M. Vals, A. A. Fedorova, O. I. Korablev, A. V. Trokhimovskiy, M. S. Chaffin, N. M. Schneider. Reappraising the Production and Transfer of Hydrogen Atoms from the Middle to the Upper Atmosphere of Mars at Times of Elevated Water Vapor Journal of Geophysical Research: Planets 127, Issue 5, May 2022. https://doi.org/10.1029/2022JE007217
Anna Fedorova, Franck Montmessin, Alexander Trokhimovskiy, Mikhail Luginin, Oleg Korablev, Juan Alday, Denis Belyaev, James Holmes, Franck Lefevre, Kevin Olsen, Andrey Patrakeev, Alexey Shakun. A Two-Martian Years Survey of the Water Vapor Saturation State on Mars Based on ACS NIR/TGO Occultations. Journal of Geophysical Research: Planets 128, Issue 1, January 2023 https://doi.org/10.1029/2022JE007348

Часть вторая. Озон

Цикл водяного пара тесно связан и взаимно определяет цикл содержания озона O₃, изученного по данным спектрометра MIR комплекса ACS (Olsen et al. 2022).

Схема фотодиссоциации молекул углекислого газа CO2 и водяного пара H20 в марсианской атмосфере под действием ультрафиолетового излучения Солнца. Озон — производная углекислоты разрушается при взаимодействии с радикаооами водорода — производными молекул воды. В результате ожидается, что содержание озона будет ниже там, где выше содержание водяного пара. Изображение: ESA

Озон в атмосфере Марса появляется как продукт фотодиссоциации молекул углекислого газа, вместе с угарным газом CO, молекулярным и атомарным кислородом O₂ и O.

Далее озон может распасться, чаще всего при взаимодействии с радикалами водорода H, OH, HO₂, которые появляются в результате фотодиссоциации молекул воды. Сами по себе радикалы HO2 и OH сложно наблюдать, но поскольку они активно взаимодействуют с озоном, разрушая его, то, регистрируя озон, можно решить обратную задачу — восстановить концентрацию радикалов и, как следствие, водяного пара.

В первом приближении, чем меньше озона в определенной области атмосферы Марса, тем больше там водяного пара. Если температура падает, часть водяного пара конденсируется, и появляются условия, благоприятные для существования озона.

С помощью ACS эта взаимосвязь была изучена экспериментально, начиная со второй половины MY34 и до начала MY36. Измерения озона проводились одновременно с измерениями концентрации водяного пара и температуры, а это позволило делать выводы о том, как одно связано с другим.

Средние вертикальные профили концентраций озона и водяного пара (частиц на миллион, ppmv) и температуры (градусы Кельвина), полученные по данным ACS/TGO во время равноденствий, прохода афелия в северном и южном полушариях и экваториальных регионов. По вертикали — высота над поверхностью (км). Затененные области показывают одно стандартное отклонение. Рисунок из ст. Olsen et al. 2022

В результате наблюдений были получены профили содержания озона на разных широтах и в разное время года.

Во время равноденствий и во время зимы в южном полушарии, когда Марс максимально удален от Солнца, озоновый слой можно видеть в обоих полушариях, с концентрацией от 200 до 500 частиц на миллиард в объеме (parts per billion by volume, ppbv) ниже 30 км. В районе экватора формируется пояс облаков, над которым формируется озоновый слой на высоте около 40 км.

Напротив, во время прохода перигелия водяного пара в атмосфере становится достаточно, чтобы озон нельзя было наблюдать совсем.

В целом, существующая модель глобальной циркуляции хорошо воспроизводит и вертикальную структуру, и сезонные вариации содержания и водяного пара, и озона, и температуры. Но оказалось, что наблюдаемое количество озона в 2–6 раз больше, чем предсказывает модель. Видимо, в ней неправильно учитываются некоторые скорости реакций, в которых образуется или участвует водород. А это, в свою очередь, важно для моделирования фотохимических циклов водяного пара и угарного газа, а также малых составляющих, таких как хлороводород и метан.

Статья

Olsen K., Fedorova A., Trokhimovskiy A., et al. Seasonal Changes in the Vertical Structure of Ozone in the Martian Lower Atmosphere and Its Relationship to Water Vapor. Journal of Geophysical Research: Planets 127, Issue 10, October 2022 https://doi.org/10.1029/2022JE007213

Часть третья. Угарный газ

Угарный газ (CO), как и озон, — нестабильный продукт распада углекислого газа. Он образуется на высотах более 60 км над поверхностью, а затем, после взаимодействия с гидроксильной группой OH (производной водяного пара), снова превращается в CO₂ и воду. Таким образом, количество угарного газа коррелирует с количеством водяного пара: чем одного больше, тем другого меньше.

Сверху — схематическое изображение наблюдений за концентрацией угарного газа CO в атмосфере Марса, проведенных с помощью спектрометра NIR/ACS (TGO, «ЭкзоМарс-2016») во время весны и лета в южном полушарии Марса в MY34 (черные кружки) и MY35 (синие квадраты). Фоновым цветом показана концентрация пыли в атмосфере (оптическая толщина). Ls — солнечная долгота, т.е. определенное время года на Марсе. На диаграммах ниже — сравнение полученных усредненных концентраций в ppmv в зависимости от высоты и времени года. Слева — для MY34, в центре — для MY35. Цвет соответствует ppmv (красный соответствует более высокой концентрации). Левая колонка — разница между показателями MY35 и MY34 в процентах. Изображение из статьи Fedorova et al. 2022

«Время жизни» одной молекулы CO составляет примерно 2,5 марсианского года (5 земных лет). Но зато угарный газ не конденсируется в сухой лед во время полярной зимы, поэтому его относительно содержание в атмосфере растет в зависимости от сезона: в теплое время его меньше, в холодное — больше.

Как и в случае с другими веществами, важно не только обнаружить их в атмосфере, но и понять, на какой именно высоте есть CO, сколько его и как эти числа меняются в зависимости от времени года и таких событий, как пылевые бури.

Благодаря ACS впервые удалось восстановить климатологию вертикального распределения угарного газа от поверхности до высот 80 км (Fedorova et al. 2022), начиная с первой половины MY34 до конца MY35 (эти наблюдения проводились с самого начала наблюдений TGO).

Средняя концентрация CO в атмосфере составила около 960 ppmv на высоте до 40 км и в средних и экваториальных широтах: от 45 градусов с.ш. до 45 градусов ю.ш. Впервые удалось обнаружить, что во время зимы в южном полушарии в высоких южных широтах концентрация CO у поверхности (10–20 км) растет, вплоть до 3000–4000 частиц на миллион в объеме. Во время равноденствий такой же рост до 3000–4000 частиц на миллион в объеме наблюдался на высоких широтах обоих полушарий, но на высоте более 50 км. Это можно объяснить нисходящими атмосферными течениями, которые приносят обогащенные CO атмосферные массы сверху.

Модель общей циркуляции марсианский атмосферы предсказывает этот эффект, но преувеличивает его интенсивность: по модельным расчетам, угарного газа должно было быть ещё больше.

Минимальные значения CO наблюдались в высоких и средних широтах летом в южном полушарии — 700–750 ppmv. Кроме того, во время глобальной пылевой бури MY34, когда наблюдался подъём концентрации водяного пара, ACS зарегистрировал меньше CO, чем в «спокойный» MY35. Таким образом, можно сделать вывод, что на наличие CO влияет наличие продуктов распада молекулы воды — гидроксильные группы HOx.

Статья

Fedorova A., Trokhimovskiy A., Lefèvre F., et al. Climatology of the CO Vertical Distribution on Mars Based on ACS TGO Measurements Journal of Geophysical Research: Planets 127, Issue 9, September 2022 https://doi.org/10.1029/2022JE007195

Часть четвертая. Углекислый газ

Изучая углекислый газ CO₂, основной газ марсианской атмосферы, можно измерить её температуру и плотность. Это базовая информация для понимания того, как атмосфера циркулирует, как её покидает вода, а также — на какие тепловые нагрузки надо рассчитывать будущие посадочные миссии на Марс. Кстати, сам TGO провел целый год у Марса, снижая орбиту с помощью атмосферы.

Пример покрытия надирными наблюдениями TIRVIM/ACS поверхности Марса во время работы 26-28 марта 2018 г. Показаны только данные, которые использовались в статье. Цветом показано различное время локальных суток. Орбита TGO такова, что наблюдения TIRVIM/ACS каждый сол сдвигаются только на 13 минут. Иллюстрация из статьи Guerlet et al. 2022

По данным спектрометра MIR комплекса ACS (Belyaev et al. 2023), был выполнен детальный анализ тепловой структуры (температуры и давления) атмосферы Марса на высотах от 20 до 180 км, начиная со второй половины MY34 и на протяжении всего MY35. Сюда входят верхние слои тропосферы (ниже 50 км), вся мезосфера (50–100 км) и следующая за ней термосфера.

Оказалось, что границы различных слоев очень подвижны. Высота мезопаузы, например, может подниматься с 70–90 км зимой до 130–150 км летом в обоих полушариях. Мезопауза — самое холодное место в атмосфере, температура здесь может падать до 120–130 K градусов. Сильно меняется высота и гомопаузы — так называют границу в атмосфере, которая разделяет области разных режимов распределения газов. Ниже гомопаузы атмосферные составляющие перемешаны более или менее равномерно, выше их плотности начинает зависеть от массы. Высота гомопаузы на Марсе меняется от 90 км в момент прохождения афелия до 130 км в перигелии и зависит от пылевых бурь.

Второй важный результат был получен с помощью спектрометра теплового ИК-диапазона TIRVIM в составе ACS. С его помощью удалось изучить, как меняется температура на более мелком временном масштабе — одних марсианских суток, или сола.

В отличие от двух других спектрометров (МИР и НИР), ТИРВИМ может смотреть только строго вниз, в надир. Это делает сложным построение профилей, ведь таким способом мы «видим» сразу всю атмосферную колонку, но зато наблюдения можно проводить непрерывно. А преимущество солнечно-синхронной орбиты TGO состоит в том, что он может наблюдать суточный цикл на всех широтах за 54 сола.

В рамках работы с данными ACS была предпринята попытка восстановить по спектрам ТИРВИМ с помощью нового алгоритма обработки данных профили температуры поверхности и атмосферы до высоты 60 км и оптической толщины аэрозолей в атмосфере (Guerlet et al. 2022). Результаты этой работы оказались вполне успешными, и уже стали включаться в модели общей циркуляции атмосферы.

Статьи

Belyaev D., Fedorova A., Trokhimovskiy A., et al. Thermal Structure of the Middle and Upper Atmosphere of Mars from ACS/TGO CO₂ Spectroscopy Journal of Geophysical Research: Planets 127, Issue 10, October 2022 https://doi.org/10.1029/2022JE007286
Guerlet S., Ignatiev I., Forget F., et al. JGRE 2022 Thermal Structure and Aerosols in Mars’ Atmosphere from TIRVIM/ACS Onboard the ExoMars Trace Gas Orbiter: Validation of the Retrieval Algorithm Journal of Geophysical Research: Planets 127, Issue 2, February 2022 https://doi.org/10.1029/2021JE007062

Часть пятая и заключительная. Аммиак, которого нет

Наконец, после самого точного на сегодня анализа малых составляющих марсианской атмосферы ACS не обнаружил в ней следов аммиака, синильной кислоты и цианоацетилена на уровне единиц и десятков частиц на миллиард (Trokhimovskiy et al. 2023).

Молекулярный азот N₂ находится на втором месте после углекислого газа по количеству в марсианской атмосфере — его доля составляет 2,8%. Кроме того, окисленные азотосодержащие вещества есть в грунте планеты, о чем свидетельствуют, в частности, результаты эксперимента SAM на борту марсохода Curiosity (NASA).

Молекула N₂ довольно инертна в химическом отношении, она может распасться под действием солнечного ультрафиолета только в верхних слоях атмосферы и образовать, например, оксиды NO и NO₂. Можно ожидать, что их наличие в нижних слоях атмосферы (менее 20 км) будут зависеть от нисходящих потоков и будет очень малым — от 0,1 до 0,25 ppbv. Другие азотсодержащие вещества могут попадать в нижнюю атмосферу из грунта, но их концентрации могут быть ещё меньше.

С помощью спектрометра среднего ИК-диапазона MIR комплекса ACS были проведены поиски аммиака NH₃, синильной кислоты HCN и цианоацетилена HC₃N. Аммиак, как и метан, может быть признаком жизни, но продолжительность существование его на Марсе должна исчисляться всего часами (у метана — сотнями лет). Так же мало живут и другие азотсодержащие молекулы. Таким образом, если бы их удалось найти, это могу бы указывать на наличие какого-то постоянно действующего источника — вулканизма или даже живых организмов.

Наблюдения велись с середины MY36 во время лета в южном полушарии планеты, когда Марс находится ближе всего к Солнцу. В это время в атмосфере много пыли и водяного пара, а температура выше.

В итоге этих наблюдений были установлены верхние пределы на содержание этих веществ. Для аммиака он составил — 14 ppbv, для синильной кислоты — 1,5 ppbv, для цианоацетилена — 11 ppbv. Результаты для аммиака и синильной кислоты существенно ниже, чем в предыдущих работах примерно десятилетней давности, а поиски цианоацетилена велись впервые.

Вообще, сложно ожидать, что такие соединения в атмосфере Марса удастся зарегистрировать, но ACS продолжает наблюдения. По мере накопления данных, возможно, эти или другие малые составляющие марсианской атмосферы удастся «поймать».

Статья

Trokhimovskiy A., Fedorova A., Lefèvre F., et al. Revised upper limits for abundances of NH₃, HCN and HC₃N in the Martian atmosphere, Icarus 407, 1 January 2024 https://doi.org/10.1016/j.icarus.2023.115789

***

Цикл статей, посвященных результатам пятилетней работы ACS с весны 2018 до весны 2023 г., получил премию на конкурсе лучших научных работ ИКИ РАН 2022-2023 г.

***

Космический аппарат TGO (Trace Gas Orbiter) — часть проекта «ЭкзоМарс». TGO был запущен в марте 2016 г. в рамках первой миссии проекта «ЭкзоМарс-2016» и успешно работает на орбите вокруг Марса с весны 2018 г. Его научные задачи — регистрация малых составляющих марсианской атмосферы, в том числе метана, картирование распространенности воды в верхнем слое грунты с высоким пространственным разрешением порядка десятков км, стереосъёмка поверхности. На аппарате установлены два прибора, созданные в России: спектрометрический комплекс АЦС (ACS — Atmospheric Chemistry Suit, Комплекс для изучения химии атмосферы) и нейтронный телескоп высокого разрешения ФРЕНД (FREND, Fine-Resolution Epithermal Neutron Detector).

Тэги

ACS