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 СО₂, формируя снежный покров толщиной 1–2 м. Количество СО₂ 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 СО₂ – 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 СО₂ 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. А 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 (ESA) и Mars Reconnaissance Orbiter (NASA), на разных широтах, — поясняет член-корреспондент РАН Олег Кораблёв, руководитель отдела физики планет ИКИ 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 (NASA) 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. А значит, что-то не учтено в модели.

Атмосферный комплекс ACS (АЦС) на борту аппарата TGO миссии «ЭкзоМарс-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 1000 ppmv. Чем дальше на юг, тем содержание выше (среднее значение 1260 ppmv), но это касается только высот до 80 км. Выше этой «отметки» содержание угарного газа резко растёт, до 5000 ppmv и более: именно здесь происходит фотодиссоциация молекул СО₂ с образованием CO.

Однако модель глобальной циркуляции (GCM) 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 2000–3000 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 количестве CO», — поясняет Олег Кораблёв.

За время наблюдений средняя концентрация угарного газа упала примерно на 20 % (с примерно 1260 до 1079 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 СО₂. 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».

Источник: новости проекта «ЭкзоМарс»

Оригинальная статья: https://www.nature.com/articles/s41561-020-00678-w