8. Эволюция атмосферы

 Хотя содержание азота в современной атмосфере Марса составляет около 2,5%, обнаружение того факта, что марсианская атмосфера обогащена тяжелым изотопом азота 15N примерно на 75% по сравнению с земной атмосферой, побудило Макэлроя и др. [74] предположить, что за последние 4,5 млрд. лет Марс потерял значительное количество молекулярного азота в результате диссипации. По-видимому, главным механизмом диссипации являлась продукция быстрых атомов азота реакциями диссоциативной рекомбинации

и диссипации электронным ударом

причем в обоих случаях продуцируются преимущественно N(⁴S) и N(²D).

Если принять ионную и электронную температуры марсианской атмосферы равными 400 К, то средняя скорость атомов, продуцируемых первой из упомянутых реакций, составит 4,96 км/с. Скорость, необходимая для диссипации с уровня 210 км (высота экзобазы), равна 4,68 км/с. Учет длительной диссипации атомов азота приводит к выводу, что парциальное давление молекулярного азота в геологическом прошлом должно было составлять не менее нескольких миллибар и могло достигать 30 мбар, если принять во внимание возможность функционирования марсианского грунта как стока для атмосферных HNO₂ и HNO₃.

Полученная ранее оценка суммарного выделения водяного пара на Марсе за счет дегазации твердой оболочки, найденная по данным о диссипации водорода, который является продуктом фотодиссоциации водяного пара, привела к значению порядка 10² г/см². Аналогичные вычисления для углекислого газа дали 60±20 г/см². За последние годы были высказаны предположения, что марсианский реголит и северная полярная шапка могут оказаться гигантскими стоками водяного пара и углекислого газа. Расчеты показывают, что реголит мог адсорбировать до 10³ г/см² водяного пара и может содержать до 400 г/см² углекислого газа, а в северной полярной шапке может быть «погребено» до 10³ г/см² СО₂. Все эти оценки указывают на то, что поверхностные слои твердой оболочки Марса могут содержать больше водяного пара и углекислого газа, чем выделилось в результате дегазации за всю историю планеты [34].

С учетом данных о высоком (28%) содержании аргона в марсианской атмосфере Леови [63] показал, что дегазация водяного пара и углекислого газа на протяжении эволюции Марса была на два порядка величины более интенсивной, чем предполагалось ранее. Если принять относящиеся к Земле значения отношений дегазации для различных компонентов, то оказывается, что на протяжении истории Марса в процессе дегазации выделилось около 10⁵ г/см² водяного пара (эта величина примерно в 10⁸ раз превосходит современное содержание водяного пара в атмосфере Марса), 10⁴ г/см² углекислого газа (это в 10³ раз превосходит современное содержание) и 450 г/см² азота.

Возможно, что основная часть азота, выделившегося в процессе дегазации, оказалась затем химически связанной в марсианском реголите. Следует предполагать, что реголит содержит большое количество таких летучих компонент как водяной пар, углекислый газ, водород, нитраты, нитриты или нитриды. Таблица 9 характеризует предполагаемую модель содержания водяного пара и углекислого газа на Марсе, составленную Левиным [63] по данным различных авторов.

На основе анализа состава летучих компонент земной коры, метеоритов, а также состава атмосферы Венеры, Луны и Земли Оуэн [91] получил оценки состава продуктов дегазации твердой оболочки Марса. Обнаружение по данным АМС «Марс-6» большого количества аргона в марсианской атмосфере допускает три вероятных интерпретации. Первая состоит в предположении, что на Марсе имел место такой же уровень дегазации твердой оболочки, что и на Земле. Поэтому возможен один из вариантов сильной дегазации, которому соответствуют большие количества «погребенных» или исчезнувших углекислого газа, водяного пара и азота.

Другая интерпретация состоит в том, что на Марсе произошла дегазация, подобная лунной, и за ранней потерей летучих компонентов последовало постепенное высвобождение радиогенных газов. В таком случае общее содержание ⁴⁰Аr не может служить надежным индикатором общего содержания летучих компонентов, поскольку химически активные газы могли иметь другие происхождение и историю.

Третья интерпретация исходит из некорректности данных «Марса-6» и предположения, что действительное содержание аргона в атмосфере Марса значительно меньше. Все это свидетельствует о крайней неполноте существующих представлений об эволюции марсианской атмосферы и необходимости дальнейших исследований содержания инертных газов. Противоречивые данные АМС «Марс-6» и «Викинг-1, -2» являются наглядным подтверждением этого вывода.

В связи с проблемой эволюции атмосферы Марса Хюгенин [49] привлек внимание к тому, что происходящая на Марсе окислительная эрозия, которая стимулируется фотодиссоциацией, необратимо удаляет из атмосферы кислород и водород со скоростью от 10⁸ до 10¹¹ молекул/(см²·с), что соответствует суммарной потере водяного пара от 10²⁵ до 10²⁸ молекул/см² (10²— 10⁵ г/см²), если предполагать неизменность скорости этого процесса в геологическом прошлом. Дополнительное количество Н₂О удаляется в результате гидратации Fe₂O₃ и глинистых минералов, но эти потери обратимы. Углекислый газ необратимо удаляется из атмосферы при образовании СаСО₃ со скоростью 10⁷—10¹⁰ молекул/(см²·с), что эквивалентно суммарной потере 10²⁴— 10²⁷ молекул/см² (10–10⁴ г/см²).

Ранее предполагалось, что основным стоком для летучих компонентов является диссипация через атмосферу, обусловливающая потери всего лишь 10² г/см² водяного пара и 10⁰ г/см² углекислого газа за период геологического прошлого планеты. Недавнее обнаружение по данным СА «Марс-6» значительного количества аргона в атмосфере Марса допускает возможность того, что потери водяного пара и углекислого газа могли достичь 10⁵ и 10⁴ г/см² соответственно. Если количество водяного пара и углекислого газа, удаляемые за счет стимулируемой фотодиссоциацией окислительной эрозии, близки к упомянутым верхним пределам, возможно, что химическая эрозия оказывала главное влияние как фактор, ограничивающий поступление водяного пара и углекислого газа при аккумуляции их реголитом и полярными шапками.

В рамках научной программы АМС «Викинг» предприняты четыре вида измерений, имеющих важное значение с точки зрения решения остающейся открытой проблемы баланса летучих компонент на Марсе [33]. Это измерения температуры в зонах полярных шапок, содержания водяного пара, атмосферного давления и масс-спектрометрические измерения концентрации различных изотопов. Согласно имеющимся данным температура в зонах полярных шапок слишком высока, чтобы существовала возможность постоянного наличия твердой углекислоты. В связи с этим было показано, что допустимо наличие постоянных полярных шапок из льдообразного соединения — водного клатрата углекислоты СО₂·6Н₂О, вариации содержания которого могут регулировать атмосферное давление.

Если с орбитальных аппаратов АМС «Викинг» удастся осуществить регистрацию температуры полярных зон в течение целого марсианского года, это откроет возможность решить вопрос о том, состоят ли полярные шапки из клатрата, чисто льда или чистой твердой углекислоты. Для решения этой задачи важны также данные о содержании водяного пара в атмосфере.

Поскольку ранее были высказаны соображения о возможности объяснения наблюдаемых вариаций давления как обусловленных изменениями количества углекислого газа, адсорбированного реголитом, существенную роль должны сыграть измерения давления с орбитальных и спускаемых аппаратов. Масс-спектрометры, установленные на СА, позволят определить изотопный состав атмосферы, почвы и, возможно, отложений инея на поверхности. Если действительно существует резервуар связанного углекислого газа (адсорбция его реголитом), следует ожидать пониженного содержания изотопов ¹³С, ¹⁸О и ²Н в атмосферном водяном паре и углекислом газе.