Хабрахабр

Как Марс теряет воду — научное исследование с моделированием

Когда в южном полушарии Марса наступает лето, то в его атмосфере открывается «окно», через которое водяной пар может подниматься из нижних слоев газовой оболочки планеты в верхние.

Большую часть этого водяного пара ветры уносят на северный полюс Марса, где он оседает на поверхности в виде льда, однако некоторое количество водяного пара все же распадается и улетучивается в открытый космос, постепенно лишая красную планету запасов воды.

Макса Планка (Германия) описала этот необычный марсианский круговорот и выброс в космос части водяных паров в своем исследовании, представленном в журнале Geophysical Research Letters. Группа ученых (Дмитрий Шапошников, Александр Медведев, Александр Родин и Пол Хартог) из МФТИ (Московский физико-технический институт, Россия), Института космических исследований РАН (Россия) и Института исследований Солнечной системы им.

Однако, в течение всего этого долгого времени в верхних слоях атмосферы Марса работал своеобразный природный «насос», с помощью которого происходило обезвоживание красной планеты. По расчетам ученых, много миллионов лет назад Марс был богат океанами, морями и прочими источниками воды. На сегодняшний день на поверхности планеты осталось примерно до 20% водной структуры от изначального количества.

Компьютерное моделирование этого механизма показывает, как водяной пар преодолевает барьер холодного воздуха в средней атмосфере Марса и достигает более высоких слоев. В своем исследовании ученые воссоздали модель процесса потери воды Марсом и определили, что этот механизм все еще продолжает работать, причем его функционал подобен насосу. Это, по мнению авторов научной работы, поможет понять, почему Марс, в отличие от Земли, потерял большую часть своей воды.

Краткое описание исследования

Но время шло, а природный механизм на планете потихоньку уменьшал водные запасы, сильно изменяя поверхность Марса до неузнаваемости. Миллионы лет назад Марс был планетой с обширной водной поверхностью, на нем текли реки и даже бушевали океаны.

Таким образом, Марс, возможно, на данный момент потерял не менее 80 процентов своего водного запаса. Сегодня на поверхности Марса можно найти очень немногочисленные участки с замерзшей водой, а в атмосфере водяной пар встречается лишь в следовых количествах.

А уже после этого процесса происходит безвозвратное улетучивание водорода в открытый космос. Причина такой глобальной, а одновременно и долговременной водопотери заключается в том, что в верхних слоях атмосферы Марса солнечное ультрафиолетовое излучение расщепляет молекулы воды на водород (H) и гидроксильные радикалы (OH).

Измерения с помощью научно-исследовательских зондов на орбите Марса и космических телескопов показывают, что даже в настоящее время водяные пары на Марсе продолжают расщепляться и покидать планету таким образом.

Но как и почему это стало возможно?

Ведь средний слой атмосферы Марса, по аналогии с тропопаузой на Земле, должен практически блокировать такое убегание водорода, поскольку на высоте этого слоя обычно уже настолько холодно, что водяной пар превращается в лед.

Чтобы получить ответ на этот вопрос российские и немецкие исследователи провели моделирование, которое раскрыло ранее неизвестный механизм, напоминающий насос.

В их симуляции всесторонне описываются потоки во всей атмосфере, окутывающей Марс: от поверхности планеты до слоев на высоте 160 километров.

Расчеты показывают, что ледяной средний слой газовой оболочки становится проницаемым для водяного пара два раза в день, но только в определенном месте планеты и в определенное время года (в определенной точке орбиты).

Орбита Марса играет в этом процессе решающую роль: путь планеты вокруг Солнца, который длится около двух земных лет, намного более эллиптический, чем у Земли.

В точке, ближайшей к Солнцу (примерно совпадает с летом в южном полушарии) Марс приблизительно на 42 миллиона километров ближе к нему, чем в самой дальней точке орбиты, поэтому лето в южном полушарии заметно теплее, чем в северном.

Когда в южном полушарии Марса наступает лето, то в определенное время дня водяные пары могут локально подниматься с более теплыми воздушными массами и достигать верхних слоев атмосферы.

Однако, часть водяного пара исключается из этого цикла: под воздействием солнечного излучения молекулы воды распадаются, а водород убегает в космос. Там воздушные потоки переносят газ к северному полюсу, где он снова охлаждается и оседает.

Этот необычный гидрологический цикл усиливается еще одной особенностью Марса — огромными пыльными бурями, которые охватывают весь Марс с интервалом в несколько лет.

Гигантское количество пыли, циркулирующей в атмосфере во время такой бури, облегчает транспортировку водяного пара в верхние слои атмосферы.

Последние раз такие пылевые штормы произошли на Марсе в 2007 и 2018 годах, они также были всесторонне задокументированы орбитальными зондами.

Ученые подсчитали, что во время пыльной бури 2007 года в верхние слои атмосферы Марса попало вдвое больше водяного пара, чем это происходит в спокойные для планеты времена.

Поскольку частицы пыли поглощают солнечный свет и, таким образом, происходит их нагрев, то температура атмосферы на Марсе повышается.

Макса Планка модель с беспрецедентной точностью показывает, как пыль в атмосфере влияет на микрофизические процессы, связанные с превращением льда в водяной пар. Полученная учеными из МФТИ и Института им.

Графики и приложения к исследовательской работе:

Вертикальный поток водяного пара Рисунок 1.

Сезонные вариации по широтам зонально усредненного вертикального потока водяного пара, смоделированного с использованием усредненных данных по количеству пыли в атмосфере на разных высотах: 0, 30, 60, 90, 120 и 150 км. Рисунок 1. Положительные значения (восходящие потоки) показаны красным, отрицательные (нисходящие) потоки показаны синим.

Таким образом, нас будут интересовать данные, в основном, в промежутке между Ls = 250◦ и 270◦.

Escape of hydrogen atoms into space near the exobase varies by an order of
magnitude seasonally, maximizing around southern summer solstice (solar longitude Ls ≈
270◦)

Обозначения на Рисунке 1 и Рисунках далее:

ppmv (parts per million by volume) — это единица концентрации в миллионных долях по объему;

Water vapor — водяной пар;

Altitude — высота над уровнем моря;

Latitude — широта;

Ls — солнечная долгота (solar longitude);

MY28 — Martian Year 28 (измерения во время 28-ого марсианского года);

Basic dust scenario («основной» пылевой сценарий) — использованы усредненные данные по количеству пыли в атмосфере (на основе данных марсианского зонда MAVEN (Mars Atmosphere and Volatile Evolution), автоматической обсерватории «Хаббл», спутника Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) — с прибора Mars Climate Sounder (MCS), прибора PFS – MEX (Planetary Fourier Spectrometer on board Mars Express), аппарата Mars Global Surveyor);

Dust storm (пыльная буря) — использованы данные по количеству пыли в атмосфере в пыльной бури MY28.

Концентрация и температура водяного пара Рисунок 2.

Концентрация и температура водяного пара по высоте и широте, смоделированная с использованием усредненных данных по количеству пыли в атмосфере (графики в столбце слева) и в год пыльной бури MY28 (графики в столбце справа), все поля усреднены по зонам и за период между Ls = 250◦ и 270◦, где: Рисунок 2.

a) водяной пар (темные контуры), водяной лед (белые контуры) и меридиональный поток водяного пара (линии со стрелками, цвет и толщина которых указывают вертикальное направление и величину ppmv соответственно);

(b) то же, как на (а), но для пыльной бури во время MY28;

(c ) график с температурой водяного потока для «основного» пылевого сценария;

(d) то же, как на (с), но для сценария пыльной бури во время MY28, за исключением контурных линий, которые показывают разницу температур между (d) и (c ).

Видно, что во время бурь концентрация водяных паров в верхних слоях больше, а их температура выше.

Концентрация водяного пара на разных высотах и в разное время марсианских суток. Рисунок 3.

Они чуть длиннее земных и составляют 24 часа, 39 минуты, 35,244 секунды. Сол — это марсианские сутки. Год на Марсе равен 669,56 «солам» или 686,94 земным суткам.

Высотно-временное распределение отклонений от среднего значения для концентрации водяного пара (цветовые оттенки ppmv) и вертикальная скорость (на контурах, значения в м/с), по данным за период между Ls = 250◦ и 270◦ (координаты измерений — Lat 75S. Рисунок 3. Lon 0).

Положительные значения вертикальной скорости соответствуют восходящим движениям.

(а) «основной» пылевой сценарий:

(b) то же, как на (а), но для пыльной бури во время MY28:

Как видно, на втором графике в верхних слоях появляются больше окон с высокой концентрацией водяного пара с положительной вертикальной скоростью, которые образуют восходящие потоки далее в космическое пространство.

Годовой водный цикл. Рисунок 4.

Вертикальное распределение общего содержания воды (пар + лед), полученное:
(а) и (с) — днем и ночью по данным прибора Mars Climate Sounder (MCS), который установлен на аппарате Mars Reconnaissance Orbiter (MRO); Рисунок 4.

(b) и (d) — днем и ночью по данным из моделирования в исследовании.

На графиках Рисунка 4 выше:

— днем — это по данным в 15:00 дня по марсианскому времени;

— ночью — это по данным в 03:00 ночи по марсианскому времени.

На всех графиках Рисунка 4 значения по долготе и широте были усреднены.

При обработки данных при моделировании выполнялось усреднение по местным временам в периоды 14:00–16:00 и 02:00–04:00.

В заключении своей исследовательской работы авторы резюмируют, что атмосфера Марса более проницаема для водяного пара, чем земная, а раскрытый сезонный круговорот воды в значительной степени способствует продолжению функционирования природного механизма потери водных паров Марсом.

Теги
Показать больше

Похожие статьи

Добавить комментарий

Ваш e-mail не будет опубликован. Обязательные поля помечены *

Кнопка «Наверх»
Закрыть