Мало кто из ученых сомневается, что Марс когда-то был теплым и влажным. Доказательства теплого, водного прошлого продолжают накапливаться, и даже здоровый скептицизм не может их отвергнуть. Все эти доказательства наводят на следующий вопрос: что с ним случилось?
Марс несет на себе следы прошлого, когда вода свободно текла по его поверхности. Здесь есть чистые речные русла, озера и даже береговые линии. Марсоход NASA Perseverance пробирается вокруг кратера Джезеро, древнего палеоозера, и находит минералы, которые могут образовываться только в присутствии воды. MSL Curiosity нашел то же самое в кратере Гейла.
Вода, создавшая эти ландшафтные особенности, теперь исчезла. Часть ее отступила в полярные шапки, где она остается замороженной. Но помимо этого, есть только два места, куда могла уйти оставшаяся древняя вода Марса: под землю или в космос.
Ученые полагают, что под поверхностью Марса есть вода. В 2018 году исследователи обнаружили доказательства существования большого подледникового озера примерно в 1,5 км под южным полярным регионом, хотя эти результаты были встречены с некоторым скептицизмом. Даже если озеро реально, там далеко не так много воды, чтобы компенсировать всю потерянную воду Марса.
В новом исследовании в Science Advances группа ученых, используя данные с космического телескопа Хаббл и орбитального аппарата NASA Mars Atmosphere and Volatile EvolutioN (MAVEN), объясняет, как Марс потерял большую часть своей воды в космосе. Исследование называется «Марсианский атмосферный водород и дейтерий: сезонные изменения и парадигма для побега в космос». Ведущий автор — Джон Кларк, профессор астрономии и директор Центра космической физики Бостонского университета.
«В целом представленные здесь результаты убедительно подтверждают существование теплого и влажного периода с обилием воды на раннем Марсе и значительными потерями воды в космосе на протяжении жизни планеты».
Джон Кларк, директор Центра космической физики Бостонского университета.
«Есть только два места, куда может попасть вода. Она может замерзнуть в земле, или молекула воды может распасться на атомы, и атомы могут вырваться из верхних слоев атмосферы в космос», — пояснил Кларк в пресс-релизе. «Чтобы понять, сколько было воды и что с ней произошло, нам нужно понять, как атомы вырываются в космос».
Исследование сосредоточено на двух типах водорода: то, что мы можем назвать «обычным» водородом (H) и дейтерием (D). Дейтерий — это водород с нейтроном в ядре. Вода — это H2O — два атома водорода, связанных с одним атомом кислорода, — и молекулы воды могут содержать либо водород, либо дейтерий. Нейтрон вносит дополнительную массу и делает дейтерий в два раза тяжелее водорода.
Ультрафиолетовый свет Солнца может расщепить молекулы воды на составляющие их атомы водорода и кислорода. В сценарии побега в космос, скорее всего, останется больше более тяжелого дейтерия, чем водорода.
По мере того, как время шло на Марсе, и водород продолжал улетучиваться в космос, все больше более тяжелого дейтерия оставалось позади. Со временем это преимущественное удержание изменило соотношение водорода и дейтерия в атмосфере. В этом исследовании Кларк и его коллеги использовали MAVEN, чтобы увидеть, как оба атома улетают с Марса в настоящее время.
NASA запустило MAVEN в 2013 году, и он достиг марсианской орбиты в 2014 году. С тех пор этот способный космический аппарат наблюдает за марсианской атмосферой, что делает его первым космическим аппаратом, посвященным этой задаче. Его главная цель — определить, как Марс потерял свою атмосферу. Одна из его конкретных целей — измерить скорость потери газа из верхних слоев атмосферы планеты в космос и определить, какие факторы и механизмы управляют потерей.
Набор инструментов MAVEN содержит восемь мощных инструментов. Однако каждая миссия имеет свои компромиссы, и что касается MAVEN, он не может отслеживать выбросы дейтерия в течение всего марсианского года. Орбита Марса более эллиптическая, чем земная. Во время марсианской зимы он проходит дальше от Солнца по сравнению с круговой орбитой. В этот период выбросы дейтерия очень слабые.
Вот тут-то и появляется космический телескоп Хаббл. Он предоставил наблюдения с помощью двух своих УФ-инструментов с высоким спектральным разрешением, Goddard High Resolution Spectrograph (GHRS) и Space Telescope Imaging Spectrograph (STIS). Объединив наблюдения Хаббла и данные MAVEN, Кларк и его команда отслеживали утечку дейтерия в течение трех полных марсианских лет.
Хаббл также предоставил данные, которые предшествовали миссии MAVEN. Данные Хаббла имеют решающее значение, поскольку Солнце управляет атмосферным выбросом, и его влияние меняется в течение марсианского года. Чем ближе Марс к Солнцу, тем быстрее молекулы воды поднимаются через атмосферу, где они разделяются на больших высотах.
Влияние Солнца на атмосферу Марса поразительно.
«В последние годы ученые обнаружили, что Марс имеет годовой цикл, который гораздо более динамичен, чем люди ожидали 10 или 15 лет назад», — объяснил Кларк. «Вся атмосфера очень турбулентна, нагревается и остывает в короткие сроки, вплоть до часов. Атмосфера расширяется и сжимается, поскольку яркость Солнца на Марсе меняется на 40 процентов в течение марсианского года».
До этого исследования ученые, изучающие Марс, считали, что атомы водорода и дейтерия медленно диффундируют вверх через тонкую атмосферу, пока не окажутся достаточно высоко, чтобы вырваться. Но эти результаты меняют эту точку зрения.
Эти результаты показывают, что когда Марс находится близко к Солнцу, молекулы воды поднимаются очень быстро и высвобождают свои атомы на больших высотах.
«Атомы H в верхних слоях атмосферы быстро теряются из-за теплового убегания во все времена года, а поток убегания ограничен количеством, диффундирующим вверх из нижних слоев атмосферы, так что поток убегания фактически равен восходящему потоку», — объясняют авторы в своем исследовании.
Однако для атомов дейтерия все по-другому. «Поток утечки D из-за теплового выброса незначителен, и в этом случае восходящий поток с соотношением D/H на основе воды приведет к большому избытку D в верхних слоях атмосферы», — пишут авторы.
Чтобы отношение D/H вернулось к измеренному равновесию с H вблизи афелия и соответствовало наблюдаемым более быстрым изменениям плотности D вблизи перигелия, что-то должно усилить побег атомов D. «В этом сценарии фактор фракционирования становится намного больше, что согласуется с большим первичным резервуаром воды на Марсе», — пишут авторы. «Мы считаем это вероятным сценарием, в то время как необходимо больше работы для понимания физических процессов, ответственных за сверхтепловые атомы и их побег».
«В целом представленные здесь результаты убедительно подтверждают существование теплого и влажного периода с обилием воды на раннем Марсе и большой потерей воды в космос на протяжении жизни планеты», — пишут Кларк и его коллеги.
Исследование также пришло к другому выводу. Верхняя марсианская атмосфера холодная, поэтому большинству атомов требуется приток энергии, чтобы стать сверхтепловыми и вырваться из гравитации Марса. Это исследование показывает, что протоны солнечного ветра могут входить в атмосферу и сталкиваться с атомами, обеспечивая толчок. Солнечный свет также может обеспечить приток энергии посредством химических реакций в верхней атмосфере.
Это исследование не отвечает на все наши вопросы о потерянной воде на Марсе, но оно знаменует собой значительный прогресс, и это всегда приятно.
«Описанные здесь тенденции отражают существенный прогресс в понимании физических процессов, управляющих утечкой водорода в космос на Марсе, и нашей способности связать их с изотопным фракционированием D/H и глубиной первичной воды на Марсе», — пишут авторы.
То, как Марс потерял воду, является одним из главных вопросов в космической науке прямо сейчас. Это касается не только Марса; это может помочь нам понять Землю, Венеру и каменистые экзопланеты, которые мы находим в других обитаемых зонах, и то, как они развиваются.
Грубо говоря, Марс потерял воду, а Земля — нет. Почему?
Мы приближаемся к ответу.
