|
Водяной иней на Марсе
|
|
|
|
Образование водяного инея на Земле - обычное явление, особенно зимой, когда атмосферный водяной пар конденсируется и замерзает на поверхности. Атмосфера Марса примерно в 100 раз менее плотная, чем на Земле, но она также содержит водяной пар. Однако атмосфера Марса содержит в 10 000 раз меньше водяного пара, чем на нашей планете, поэтому вероятность обледенения менее высока. Процесс обмена водой между поверхностью и атмосферой Марса в настоящее время изучен недостаточно хорошо. Образование инея могло бы стать не только важным ключом к пониманию круговорота воды, но и к выявлению ключевых ресурсов для потенциальных будущих исследований человеком. Вода необходима для жизни, а также может быть использована в качестве ракетного топлива.
|
|
|
|
Наше новое исследование, опубликованное сегодня в журнале Nature Geoscience, сообщает о существовании крупных отложений кратковременного утреннего инея на вершинах вулканов в регионе Марса под названием Тарсис, который включает вулканы Олимп, Арсия и Аскрей Монтес, а также Церауний Толус. Они были обнаружены с помощью анализа цветных изображений высокого разрешения, полученных зондом Европейского космического агентства Exomars Trace Gas Orbiter (TGO) (ESA). Это открытие было подтверждено независимыми наблюдениями, проведенными зондом ESA Mars Express и спектрометром NOMAD на борту TGO.
|
|
|
|
Численное моделирование климата Марса показывает, что температура поверхности вулканов соответствует наличию замерзшей воды. Фактически, результаты показывают, что утренние отложения инея коррелируют с самыми холодными марсианскими сезонами (да, на Марсе есть сезоны, как и на Земле). Однако на марсианских вершинах температура намного ниже и колеблется от -130°C до -30°C. Более того, вулканы на экваторе планеты сильно подвержены воздействию солнечной энергии, что объясняет быстрое исчезновение инея по утрам. Все началось с наблюдения камерой CaSSIS более светлых, слегка голубоватых областей на вершинах марсианских вулканов. После нескольких месяцев исследований оказалось, что эти неожиданно светлые области наблюдаются только ранним утром и в холодное время года на Марсе. Камера HRSC смогла подтвердить эти наблюдения, но оставалось только найти причину этого явления.
|
|
|
На Марсе есть два типа летучих соединений: вода (H20) и углекислый газ (CO2). Эти два соединения могут легко переходить из газовой фазы в твердую в марсианских условиях. К сожалению, в своей твердой форме они оба кажутся белыми или яркими в диапазоне видимого света (также наблюдаемого нашими глазами) с помощью прибора CaSSIS. Поэтому их трудно различить на простом изображении. Поэтому нам пришлось провести настоящее исследование этих слегка голубоватых участков. Нам удалось выдвинуть два основных типа аргументов: один основан на спектроскопии, а другой - на численном моделировании микроклимата марсианских вулканов. Благодаря разложению цветов или длин волн света, исходящего от поверхности, можно различать H2O и CO2. Это метод спектроскопии, который используется прибором NOMAD. Мы попытались идентифицировать эти два соединения на основе измерений, проведенных в экстремальных условиях, ранним утром, при слабом солнечном освещении. Поскольку прибор оптимизирован для непосредственного наблюдения за солнцем, эти данные трудно поддаются расшифровке. Результаты не показывают присутствия CO2 и, возможно, воды.
|
|
|
|
Однако, если CO2 присутствует в виде тонкого слоя, мы не ожидаем увидеть какие-либо спектральные признаки. Таким образом, этот аргумент не является окончательным. Затем бельгийские члены команды провели численное моделирование микроклимата вулканов на Марсе. Это тот же инструмент, который используется для прогнозирования погоды на Земле, но в данном случае он был адаптирован для Марса. Результаты моделирования показывают, что на момент получения изображений, содержащих прозрачные зоны, условия были подходящими для конденсации воды, но не CO2. Таким образом, эти два доказательства в совокупности подтверждают гипотезу об обледенении воды. Используя информацию, полученную с помощью доступных приборов, мы смогли оценить толщину этого слоя инея. Он очень тонкий, всего 10 микрометров (1/100 миллиметра). Такая степень замерзания обусловлена количеством водяного пара в атмосфере планеты, которое составляет всего 1/10000 от земного.
|
|
|
|
Поскольку конденсация начинается за несколько часов до восхода солнца, атмосферная циркуляция позволяет накапливать воду из окружающей атмосферы. Учитывая площадь поверхности, покрытой инеем, общее количество воды составляет порядка 60 бассейнов олимпийского размера. Если бы его можно было собрать, это могло бы покрыть потребности астронавтов в воде на несколько лет, но в масштабах планеты Марс это количество остается очень небольшим. Количество воды, доступной на Марсе, главным образом в виде льда на полюсах, оценивается в 1 триллион бассейнов олимпийского размера. Имейте в виду, что на Земле воды примерно в 100 раз больше, чем на Марсе. Это открытие льда на самых высоких вершинах Солнечной системы позволит нам лучше понять современный круговорот воды на Марсе. Таким образом, можно будет лучше прогнозировать погоду на Марсе с целью будущих исследований, а также лучше понять климат Марса в прошлом и его потенциальную пригодность для жизни.
|
|
|
|
Источник
|
