We weten waarom het water (bijna) van het oppervlak van de ‘rode planeet’ is verdwenen

Mars Het staat bekend om zijn geweldige sfeer, waar
CO₂ Het regelt en levert het grootste deel van de atmosferische massa en druk, de laatste vergelijkbaar met die van
stratosfeer Van de aarde tot een afstand van meer dan 30 kilometer boven het oppervlak.

Maar hoe zit het met water? Water op Mars wordt momenteel gezien als een laag poolijs van enkele kilometers dik, zoals seizoensvorst in koude tijden van het jaar, en in de atmosfeer, als damp en ijs in wolken. De atmosfeer van Mars is echter erg droog in vergelijking met de aarde: er is honderd keer minder water op de wereldMars-atmosfeer dan op aarde. Terwijl neerslag op aarde zich vertaalt in enkele centimeters water, zou het water dat op Mars zou neerslaan slechts een dunne film vormen van minder dan een millimeter.

van nieuwe data Laten we beter begrijpen waarom er (bijna) geen water op Mars is, terwijl het in het verleden overvloedig had moeten zijn.

Water ontsnapt uit de atmosfeer van Mars

Want alles wijst erop dat Mars niet altijd de koude, droge planeet was die we tegenwoordig kennen. Mars toont veel getuigenissen op zijn oppervlak in het verre verleden – ongeveer vier miljard jaar geleden, toen vloeibaar water in grote stromen circuleerde en stagneerde in de vorm van bassins of meren, zoals in Jezero-gat dat
Doorzettingsvermogen in de rover Onderzoekt de sporen van een vorig leven.

De Jézéro-krater, waar Perseverance in februari 2021 landde, was een meer in het verre verleden © NASA/JPL-Caltech

Om vloeibaar water gelijkmatig te laten circuleren en lang genoeg aan de oppervlakte te blijven om al deze afdrukken te maken, is het noodzakelijk om een ​​klimaat op te roepen dat radicaal verschilt van het klimaat dat we vandaag waarnemen. Van Mars, Aarde en Venus kan worden gezegd dat ze uit dezelfde basismaterialen zijn voortgekomen, wat betekent dat ze al heel vroeg in hun geschiedenis grote overeenkomsten moeten hebben gekend. Maar terwijl de aarde en Venus het grootste deel van hun dikke atmosfeer behielden, was Mars, vanwege zijn kleine omvang en lage zwaartekracht, niet in staat om zijn atmosfeer in de loop van de tijd te behouden.

Het is echt dit” balans theorie Dat verklaart de huidige dunheid van de atmosfeer van Mars. Deze ontsnapping vindt plaats heel hoog in de atmosfeer, boven de 200 kilometer, waar moleculen al uiteenvallen in atomen en waar lichtere moleculen, zoals waterstof, zich kunnen losrukken van de zwakke zwaartekracht van Mars. blootgesteld aan deeltjes van zonnewindenergie, is dit”
exosfeer Mars is ook de ‘achilleshiel’, omdat het in de loop van de tijd het equivalent van honderden van de huidige atmosfeer in de ruimte heeft laten verdwijnen.

De noordpoolkap van Mars, gefotografeerd door de NASA Mars Reconnaissance Orbiter Mission © NASA/JPL-Caltech/MSSS

nieuwe data

Nieuwe gegevens ontvangen van de missie Tropisch gas volgen van ESA (
Europees Ruimteagentschap) is vandaag gepubliceerd in
een toneelstuk natuurlijke astronomieKom ons informeren over de exacte mechanismen die het ontsnappen van water regelen.

Deze ontsnapping was bij iedereen bekend, vooral omdat de wateren van Mars een unieke samenstelling hebben. In feite onthullen isotopen van water, met name “semi-zwaar” water HDO waarin een waterstof (H) -atoom is vervangen door een deuterium (D) -atoom tweemaal het gewicht, dat sinds de jaren tachtig op Mars is gemeten, een nabijgelegen concentratie van deuterium op Mars dat zes keer groter is dan Zijn focus op de grond. Deze relatieve verrijking wordt specifiek verklaard als het resultaat van het ontsnappen van waterstof, die geleidelijk de zwaarste isotopen achterliet, in dit geval D en HDO, wat deze verrijkingsverhouding van 6 verklaart.

Door extrapolatie moet de aanvankelijke hoeveelheid water op Mars minstens 6 keer groter zijn geweest dan nu, of het equivalent van een honderd meter dikke laag vloeistof die de planeet bedekt. Dit toont aan in hoeverre de HDO/H20-verhouding essentieel is voor zelfpromotie bij jonge Mars en om de hypothese van een warm en vochtig klimaat in het verleden, voorafgaand aan zijn bewoonbaarheid, te benadrukken.

Vergelijk de isotopenverhouding tussen “semi-zwaar” HDO en “normaal” H20-water om de evolutie van de hoeveelheid water op Mars en het klimaat te begrijpen © Frank Montmessen

Deze resultaten van de Trace Gas Orbiter stellen ons in staat om beter te begrijpen onder welke omstandigheden water en halfzwaar water in de lagere atmosfeer naar de hogere atmosfeer worden getransporteerd en vervolgens worden omgezet in atomen die kunnen ontsnappen. In feite hebben we ons lang afgevraagd in hoeverre tussenprocessen de manier waarop waterstof en waterstof worden gebruikt kunnen veranderen Deuterium water de buitenste schil binnendrong. Twintig jaar lang hebben twee theorieën gesuggereerd dat waterstof en deuterium de exosfeer niet kunnen bereiken in de verhoudingen die worden aangetroffen in watermoleculen in de lagere atmosfeer. Deze tussenprocessen zijn enerzijds condensatie, die de wolken van waterijs op Mars vormt, en anderzijds
Fotoanalyse, die een watermolecuul afbreekt en een waterstof- of deuteriumatoom vrijgeeft onder invloed van ultraviolette stralen.

Het is bekend dat condensatie en fotolyse, die al tientallen jaren in het laboratorium worden bestudeerd, water en zijn isotopen op een bepaalde manier beïnvloeden: dit wordt “isotopische fractionering” genoemd. Het is ook dankzij ons begrip van isotopensegmentatie dat het mogelijk is om het klimaattraject van de aarde in het verleden te volgen door ijskernen te boren bij de polen, waar de concentratie van HDO het nogal koele klimaat onthult dat heerste. gecondenseerd in ijs. Het is een specialiteit waar Franse samenleving presteert beter, die de start van exploratiewerkzaamheden in de context van Mars binnen de Franse laboratoria mogelijk maakte.

Op Mars werkt fractionering door fotolyse op de tegenovergestelde manier van fractionering door condensatie. En bovenal werken de twee niet tegelijkertijd in het waterpad – dit laatste punt heeft een aanzienlijke impact op het lot van de waterstof- en deuteriumatomen. In feite heeft waterdampcondensatie de neiging HDO te concentreren in het gevormde ijs, en dus de facto te leiden tot dampuitputting in HDO. Aan de andere kant heeft fotolyse de neiging om de afgifte van deuterium in het HDO-molecuul te verbeteren. Lange tijd werd aangenomen dat isotopenfractionering door condensatie, waardoor stoom armer wordt aan deuterium, de fotolyse domineerde en het aandeel deuterium in de exosfeer dwong om lager te zijn dan dat van water in de lagere atmosfeer.

Het oppervlak van het Marsgebied dat in deze illustratie wordt getoond, bevat ijs © NASA/JPL-Caltech/ASU/MSSS

Wat de recente studie onthulde, is dat condensatie eigenlijk een ondergeschikte rol speelt in de deuteriumverhouding in de exosfeer. via het instrument Atmosferische Chemie Suite Voor de Trace Gas Orbiter en de gelijktijdige metingen van H20 en HDO konden we de bron van de waterstof- en deuteriumatomen aantonen, op een hoogte en in een periode van het Marsjaar waar condensatie de fotolyse niet kan verstoren.

Het is eigenlijk de fotolyse die de meeste atomen produceert die de isotopische fragmentatie dicteert van waterstofatomen die ontsnappen uit de bovenste atmosfeer van Mars.

Volgende bestemming: Het pad van water begrijpen, van het oppervlak naar de bovenste atmosfeer

Deze vraag naar ons begrip van de processen die leiden tot waterontsnapping is een mijlpaal in pogingen om de geschiedenis van water op Mars te traceren. Alleen de Trace Gas Orbiter-satelliet kan de gecombineerde concentraties van H20 en HDO detecteren. maar één Een andere NASA-satelliet deze keer, MAVEN, kan waterstof- en deuteriumgroepen in de exosfeer observeren en karakteriseren.

Een belangrijke onderzoekslijn komt voort uit het samenvallen van deze twee taken, en het is nu mogelijk om het vermogen te overwegen om het hele pad van water te beschrijven. Van de lagere atmosfeer naar de hogere atmosfeer, waar de atomen waaruit het bestaat ontsnappen in de ruimte. Alleen een gedetailleerd begrip van dit pad zal de samenleving in staat stellen betrouwbare scenario’s te ontwikkelen over de geschiedenis van water in de afgelopen miljarden jaren, en dus de mogelijkheid om de bewoonbaarheid van Mars aan te tonen in het verleden waar leven zou zijn verschenen.

Deze analyse is geschreven door Frank Montmessen, directeur van CNRS Research at Atmospheres, Milieux, Laboratory of Spatial Observations aan de Universiteit van Versailles Saint-Quentin-en-Yvelines-Paris-Saclay.
Het originele artikel is gepubliceerd op de website van Gesprek.