Что объединяет все названные соединения? Ответ — все они в настоящее время считаются возможными признаками биологической активности. В марте, мае и июне 2021 года в научных журналах были опубликованы три статьи, посвященные поиску этих газов на Марсе. На первом месте, конечно, по-прежнему остаётся метан.

Поиски метана — одна из основных задач спектрометра ACS. Уже в 2018 году, почти сразу после начала штатной работы, стало понятно, что метана в атмосфере Марса на порядки меньше, чем предполагалось на основе наземных наблюдений, — не более 50 частиц на триллион в единице объёма (или 0,05 частиц на миллиард, parts per billon by volume, ppbv). Этот результат был обнародован в 2019 году, после тщательных проверок.

В новой статье, вышедшей в июне 2021 года в журнале Astronomy&Astrophysics, эти оценки были ещё более ужесточены. Исследователи Франк Монмессан (Franck Montmessin, лаборатория LATMOS, Франция) и Олег Кораблёв (ИКИ РАН, Россия) и их соавторы обработали данные ACS за полтора марсианских года (примерно 2,7 земных года) — 34-й и 35-й в марсианском исчислении (MY34 и MY35). Как и ранее (в статье Кораблева и др., опубликованной в журнале Nature в 2019 году), следов метана в спектрах TGO обнаружено не было. Более того, верхний предел был улучшен, т.е., установлено, что  концентрация метана в атмосфере не превышает 0,02 ppbv с вероятностью 99%.

Эти измерения вновь вступают в противоречие с тем фактом, что американский марсоход Curiosity регистрирует метан в концентрациях на порядки более высоких — до 19 ppbv, а в среднем не менее 0,2–0,5 ppbv. Однако если Curiosity работает у самой поверхности, то ACS наблюдает атмосферу, начиная с нескольких километров над ней. Таким образом, можно «примирить» результаты двух аппаратов, если предположить, что метан в нижней атмосфере немедленно разрушается или попадает в некую «ловушку» и не поднимается в верхние слои. Однако пока нет предположений о том, какой процесс мог бы так быстро разрушить метан или «изолировать» его от остальной атмосферы.

Примерно то же можно сказать о фосфине, который стал считаться потенциальным биомаркером относительно недавно. ACS не обнаружил полос поглощения фосфина. Его содержание в атмосфере не превышает 0.1–0.6 ppbv. Уточним, что речь идёт не о реальных наблюдаемых «следах» вещества, а о том, какая чувствительность нужна приборам следующих аппаратов, чтобы уловить эти газы, — если, конечно, они есть.

Статья с этим результатом была опубликована в журнале Astronomy&Astrophysics в мае 2021 года; её первые авторы — Кевин Олсен (Kevin Olsen, Оксфордский университет, Великобритания) и Александр Трохимовский (ИКИ РАН).

Если в наличии метана на Марсе до начала работы TGO были практически уверены и ожидали только неизбежного подтверждения, то о том, что в атмосфере планеты есть хлороводород (HCl, фактически, соляная кислота) такой убежденности не было. Предполагалось, что он существует, но экспериментально его обнаружить до ACS не удавалось. Дело было опять же в малой концентрации — как показывали первые оценки, его концентрации не должны были превышать 0.2–0.3 ppbv.

В феврале этого года в журнале Science Advances была опубликована статья (первый автор  — Олег Кораблев) об обнаружении хлороводорода (HCl) в атмосфере Марса. Открытие сделал российский спектрометр ACS. По данным измерений, хлороводород появился в атмосфере во время глобальной пылевой бури, которые происходят на Марсе раз в несколько лет, и постепенно исчез после её окончания. Наблюдения относятся к 34 марсианскому году (MY34). Его содержание, по этим данным, колебалось в пределах 1–4 ppbv. И, в отличие от фосфина, это реальное содержание: в спектрах, которые получает ACS, полосы поглощения HCl были обнаружены с высокой достоверностью.

Возникло резонное предположение, что образование HCl связано именно с наличием большого числа аэрозолей, поднятого ветрами с поверхности. Однако коллектив исследователей прибора ACS решил уточнить  эту гипотезу: в мартовской статье в журнале Astronomy&Astrophysics опубликована статья Кевина Олсена, Александра Трохимовского и их коллег о появлении хлороводорода в следующий, 35 марсианский год (MY35) — хотя глобальной пылевой бури в этот год не было.

Абсолютные значения содержания HCl для обоих лет очень близки — 0.1–6 ppbv. Таким образом, авторы предполагают, что не пылевая буря, а скорее «пылевой сезон» (время, когда количество пыли в атмосфере максимально, в данном случае лето в южном полушарии) являются причиной образования хлороводорода.

При этом механизм появления и быстрого исчезновения этого газа пока не до конца ясен. Можно поспекулировать, и обе статьи рассматривают такую гипотезу, что HCl, или хотя бы его часть, попадает в атмосферу из недр планеты, в результате вулканических процессов. Несколько раз ACS обнаруживал этот газ в спокойный сезон лета в северном полушарии, когда в атмосфере почти нет пыли.

Еще одна статья Александра Трохимовского и его коллег, опубликованная в том же журнале в июле, посвящена исследованию изотопного состава хлора в атмосферном хлороводороде: H³⁵Cl и H³⁷Cl.

Большинство марсианских газов существенно обогащены тяжелыми изотопами вследствие многолетней потери Марсом своей атмосферы. Однако именно для хлороводорода было определено, что его изотопное отношение почти соответствует земному. Скорее всего это значит, что наблюдаемый хлороводород, и в частности хлор в его составе, не участвуют в долгосрочных процессах обмена между поверхностью и атмосферой — иными словами, хлор более или менее «заперт» в нижних слоях атмосферы Марса.

В отличие от хлора, изотопный состав водорода (H) в марсианской атмосфере отличается от земного. На Марсе в пять раз больше дейтерия (D) — «тяжелого» водорода, ядро которого, кроме одного протона, содержит ещё один нейтрон, — чем на Земле.

Знание этого факта помогает оценить количество воды, которую потерял Марс за время своей истории. Основной «поставщик» водорода в атмосферу — молекулы воды H2O. Поскольку, в отличие от Земли, на Марсе вода довольно активно уходит через атмосферу в космос, то, если знать темп потерь, то можно восстановить цепочку «назад» и понять, сколько воды было в начале.

Если говорить грубо, то надо понять, насколько быстро молекула воды, попав в верхние слои атмосферы, распадется на ионы, которые либо покинут, тем или иным образом, атмосферу, либо свяжутся в каким-то другим веществом и останутся на планете.

Можно предположить, что первоначально, в момент образования планет, марсианское соотношение D/H было похожим на земное. Но «легкий» водород улетучивается быстрее, чем тяжелый, поэтому за сотни миллионов лет это соотношение изменилось до того показателя, который мы наблюдаем сегодня.

Предполагалось, что этот процесс определяется двумя механизмами. Первый — конденсация, то есть переход атмосферной воды из газообразного состояния в ледяное, образование «снежных» облаков. Второй — фотолиз, то есть распад молекул на ион водорода H и радикал OH под действием солнечного ультрафиолетового излучения. Проблема, над которой исследователи работают прямо сейчас, — как работают эти механизмы, каков результат их «действия», если измерять его в количестве «потерянной» воды и или изменения показателя D/H.

В июне 2021 года в журнале Nature Astronomy была опубликована статья, представляющая результаты измерений концентрации воды (H₂0) и тяжелой воды (HDO, где один из атомов водорода заменен на атом дейтерия) на Марсе в зависимости от высоты над поверхностью.

Её авторы Хуан Олдей (Juan Alday, университет Оксфорда, Великобритания), Александр Трохимовский (ИКИ РАН) и их коллеги, в том числе из лаборатории LATMOS, сопоставили полученные ACS данные с предполагаемым темпом фотолиза, и пришли к выводу, что для образования ионов водорода в атмосфере наиболее важен именно механизм фотолиза. Кроме этого, оказалось, что в его ходе атомы водорода образуются в большем количестве, чем атомы дейтерия (ранее полагали, что для «разделения» водорода и дейтерия в атмосфере важнее конденсация).

Второй результат ACS, описанный в статье Дениса Беляева (ИКИ РАН) и его коллег (вышла в мае 2021 года в журнале Geophysical Research Letters) основан на наблюдениях за концентрацией водяного пара на высотах 100–120 км над поверхностью. Ранее этот слой (мезосфера и верхняя мезосфера) при изучении распределения воды не исследовался.

Согласно новым результатам, максимальная концентрация молекул водяного пара H₂O составила 10–50 частиц на миллион в единице объёма (ppmv) во время глобальной пылевой бури 34 марсианского года, а также во время двух летних солнцестояний в южном полушарии — MY34 и MY35. (В другие периоды максимальные значения на этих высотах были значительно ниже и не достигали 2 ppmv).

Как уже говорилось выше, в 35 марсианском году глобальной пылевой бури не было. Но молекулы воды, тем не менее, достигали таких высот, где их уже свободно мог разрушать солнечный ультрафиолет. Таким образом, очень вероятно, что именно смена сезонов — наступление южного лета, а не только пылевые бури, усиливает темпы потери воды.

Этот фактор раньше недооценивали: считалось, что «всплески» потерь приходятся именно на глобальные пылевые бури, тогда как в другое время вода «улетучивается» более или менее ровным темпом. Но марсианская атмосфера оказывается гораздо более динамичной. В добавление к глобальным пылевым бурям, важную роль в ней играют и региональные. В статье, вышедшей в августе в журнале Nature Astronomy, были собраны данные с трех искусственных спутников Марса, в том числе и от эксперимента ACS/TGO, по количеству пыли, температуре, концентрации льда, водяного пара и водорода в атмосфере Марса во время региональной пылевой бури (лето в южном полушарии MY34, январь—февраль 2019 года на Земле). Как показал их анализ, темпы потерь водорода в это время могут увеличиваться в 5–10 раз. А поскольку региональные пылевые бури происходят практически каждый год, то их вклад в эволюцию марсианской атмосферы может быть весьма значительным.

Марсианские годы отсчитываются от земного 11 апреля 1955 года — Ls 0, момента весеннего равноденствия в Северном полушарии. При этом, поскольку орбита Марса довольно вытянутая, сезоны различаются по длине — северные весна и лето короче, чем южные.

Перевести земное время в марсианское можно, используя, например, веб-сервер The Mars Climate Database Projects. Кстати, сейчас (октябрь 2021 года) в Южном полушарии Марса стоит глубокая зима 36 марсианского года.

Источник: пресс-центр ИКИ РАН