Обнаружение метана в атмосфере Марса
Vittorio Formisano,1 Sushil Atreya,2 Therese Encrenaz,3 Nikolai Ignatiev,4,1 Marco Giuranna1
Опубликовано:
Science 03.12.2004
1 Istituto di Fisica dello Spazio Interplanetario INAF-IFSI, Via del Fosso del Cavaliere 100, 00133 Rome, Italy.
Мы сообщаем об обнаружении метана в марсианской атмосфере с помощью Планетарного Фурье-Спектрометра на борту аппарата “Марс Экспресс”. Средняя объемная доля метана составляет 10±5 частей на миллиард (ppbv) и меняется по планете от 0 до 30 ppbv. Возможны либо биогенные, либо абиогенные источники метана, в том числе микроорганизмы в подповерхностных слоях почвы, гидротермальная активность или столкновения с кометами.
2 Department of Atmospheric, Oceanic, and Space Sciences, University of Michigan, Ann Arbor, MI 48109-2143, USA.
3 Laboratoire d'Etudes Spatiales et d'Instrumentation en Astrophysique (LESIA), Observatoire de Paris, 5 Place Janssen, 92195 Meudon, France.
4 Space Research Institute of Russian Academy of Sciences (IKI) Profsojuznaja 84/32, 117810 Moscow, Russia.
Метан (CH4) является важным индикатором возможных биологических, внутренних или атмосферных процессов на Марсе. В прошлом предполагалась возможность наличия на Марсе бактерий или микроорганизмов, производящих метан [1,2]. Источниками метана могут также быть реакции между водой и породами в недрах Марса [3,4] или горячие вулканические области [5]. Могут быть и внешние источники, такие как кометы [6].
Планетарный Фурье-спектрометр (ПФС) [7] работает в инфракрасном диапазоне, охватывая длины волн от 1.2 до 45 мкм (220-8190 см-1) в двух спектральных каналах: коротковолновом (SW), от 1.2 до 5.5 мкм, и длиноволновом (LW), от 5.5 до 45 мкм [8,9]. Спектральное разрешение прибора - 1.3 см-1, пространственное ~10 км возле перицентра, дискретизация - 1.02 см-1. В пределах спектрального диапазона ПФС лежат четыре линии метана: 1300, 3000, 4400 и 6000 см-1. Линия на 6000 см-1 непригодна для обнаружения слабых признаков метана из-за наличия в этой области большого количества сильных солнечных фраунгоферовых линий и отсутствия опорного спектра для вычитания этих линий. В области 4400 и 1300 см-1 есть некоторые свидетельства спектральных признаков примесных веществ, однако отношение сигнал/шум (SNR) [10] гораздо выше в области 3000 см-1. Поэтому мы искали метан в линии n3 с центром на 3018 см-1, которая заодно является самой сильной линией метана. Для увеличения SNR мы сперва усреднили данные, полученные на 16 витках в январе-феврале 2004 года [11] и охватывающие весь диапазон долгот. Из 16 витков были выбраны 100 спектров экваториальной области, где ожидался наибольший уровень яркости, а в общей сложности для получения глобального спектра были усреднены 1680 спектров (Фиг.1А). Среднее от 2931 спектра, полученных на 24 витках в мае 2004 года показано на Фиг.1B.
|
|
Электронный шум инструмента, определяющий достоверность измерений в пределах 1s, был вычислен на основании наблюдений космического пространства. Для канала SW это соответствует источнику нулевой яркости и следовательно определяет величину шума [10]. "Шумовая" яркость для участка спектра около 3000 см-1 составляет 0.01 эрг/(с ср см2 см-1) , следовательно отношение сигнал/шум для двух усредненных спектров составляет 1300 (Фиг.1А) и 1500 (Фиг.1В). В спектре можно отождествить большое количество солнечных линий и линий водяного пара. Однако некоторые из линий, особенно на 3006.5, 3009 и 3018 см-1 , не сопоставлены ни с одним из газов марсианской атмосферы. Фиг.2 A и B показывают сравнение усредненных данных с модельным спектром, построенным в предположении концентрации водяного пара 350 частей на миллион (ppm). Линия на 3018 см-1 имеет глубину 1% (что >10 раз превышает уровень шума) и весьма важна, так как соответствует максимальному поглощению метана в этом диапазоне волновых чисел (ветвь n3-Q). По сравнению реального спектра с модельным мы идентифицировали эту линию с метаном, а по глубине провала определили содержание метана в атмосфере. Были проверены и другие линии метана, но они оказались по меньшей мере в 3-4 раза менее интенсивными. Многие скрыты на фоне солнечных линий и линий воды. Одна из них, на 3028 см-1, показана на рисунке. Ее поведение аналогично основной линии на 3018 см-1, но она слишком слаба для оценки концентрации и частично забита линиями водяного пара.
|
|
Расхождение между реальным и модельным спектрами слева от сильной солнечной линии на 3011 см-1 отражает аппаратурный эффект "перелета", который часто присутствует на спектрах ПФС в красном крыле одиночных сильных линий. Кроме этого отклонения, расхождения на других частотах (3002, 3007 и 3009 см-1) можно объяснить присутствием неидентифицированных малых примесей молекулярных газов. Среди прочих причин можно указать (I) другую концентрацию и спектроскопические характеристики воды или (II) альбедо поверхности, которое на данном участке спектра зависит от минералогических признаков гидратированных минералов. Однако учитывая хорошее совпадение волновых чисел, мы уверены, что идентификация метана несомненна.
Наклон модельного спектра марсианской атмосферы (Фиг.2А и В) указывает на наличие в экваториальной области Марса облаков из водяного льда. В самом деле, при учете облаков совпадение спектров улучшается. В модельном спектре использовались оптические константы из [15], размер частичек облака был принят 1.25 мкм [14]. Из сравнения спектра ПФС и модельного спектра получается, что наблюдаемая глубина провала соответствует концентрации метана примерно 10 ppbv или выше. Учитывая неопределенность подгонки к модельному спектру [10], мы получили умеренную концентрацию метана равную 10 ± 5 ppbv [16]. Вычисления также показывают, что ввиду ненасыщенности линий интенсивность ветви n3-Q будет расти почти линейно с ростом концентрации, и это обстоятельство может быть использовано для идентификации и изучения вариаций концентрации метана.
Изучение данных с витков с большей оптической толщиной сделает наш анализ более достоверным, так как глубина линии должна возрасти соразмерно увеличению количества метана вдоль луча зрения. Такая проверка возможна, так как Марс Экспресс в основном режиме работы не нацелен в надир, а за счет своей инерциальной ориентации смотрит вниз под некоторым углом. Это приводит к большей оптической толщине по лучу зрения, что при неизменной концентрации метана должно приводить к более интенсивным линиям. На Фиг.3 показан спектр, усредненный по 121 измерению, сделанный у перицентра на 145-м витке, с коэффициентом оптической толщины 1.12. Учитывая коэффициент, мы получаем концентрацию метана 30 ± 5 ppbv. Эта величина выше глобального среднего 10 ± 5 ppbv, что указывает на переменность концентрации метана. Такая возможность побудила нас проверить другие витки, в частности 68, 202 и 72, для которых соответствующие коэффициенты равны 1.03, 1.33 и 2.1. Мы обнаружили, что на 72-ом витке, где коэффициент гораздо выше, чем на 145-ом, получается прямо противоположная ситуация. Несмотря на близкое число измерений (120) и близкую сигму, тут нет никаких признаков линии метана (Фиг.4). Модельный спектр без метана при прочих равных условиях также лучше всего подходит под экспериментальные данные. В итоге по сравнению реальных и модельных спектров для витков 68, 145, 202 и 72 (соответствующие коэффициенты 1.03, 1.12, 1.33 и 2.1) были получены концентрации метана 9, 30, 30 и 0 ppbv. В случае витка 72 мы делаем вывод, что концентрация метана ниже предела обнаружимости (5 ppbv).
|
|
|
|
Упомянутые выше колебания концентрации метана могут означать либо пространственные, либо временные вариации, либо и те и другие. Так как временная продолжительность наших наблюдений (январь-май 2004) мала по сравнению с марсианским годом (2 земных года) и временами года (по 6 земных месяцев каждый), следует отдать предпочтение пространственным вариациям CH4. Они могут быть вызваны локальными источниками (и/или стоками) на поверхности Марса. Мы можем попытаться определить, встречаются ли вариации по всем долготам, разделив исходные 16 (или 24) витков на 3 диапазона по долготе: от -55° до -170° (витки 10, 30, 32, 41, 44, и 202); от +52° до -55° (витки 20, 61, 100, 103, 145, и 148); и от +52° до +190° (витки 24, 71, 72, и 97) (курсивом выделены витки с инерциальной ориентацией) Cм. Фиг.5. Для второй группы наблюдений : -55° ... -170° (390, 386, 394, 397, 400, и 401); 52° ... -55° (404, 405, 408, 410, 411, + 426, 427, 428, 429, 430, и 431); 52° ... +19° (414, 417, 418, 420, 421, +424, и 425).
|
|
Концентрация метана уменьшается от группы 1 к группе 3 (Фиг.6). Наилучшее совпадение получается для концентраций 25 ± 5, 15 ± 5 и 10 ± 5 ppbv, соответствующих 3 диапазонам долгот с востока на запад. Однако виток 145 в группе 2 имеет концентрацию метана, большую чем на каком-либо другом витке. Значит на небольших участках концентрации могут быть выше.
|
|
Маринером 9 для концентрации метана был получен верхний предел в 20 ppbv [17], наземные наблюдения давали предельную величину 70 ± 50 ppbv [18]. Недавно были 2 сообщения об обнаружении наземными методами метана в концентрации 11 ± 4 ppbv [20], что согласуется с данными Марс Экспресса по глобальной концентрации.
На Земле основными являются биогенные источники метана, такие как термиты, крупный рогатый скот [21]. Сюда же относятся болота, рисовые поля, природный газ, озера и океаны. На Марсе метан может получаться из биогенных источников , например из микроорганизмов, живущих под землей [1], или из небиогенных - при медленном выделении метана из подземных резервуаров, из вулканических или гидротермальных источников или при разрушении метеоритного/кометного материала. Мы оценили глобальную концентрацию метана от каждого из этих источников. Общая концентрация 10 ppbv эквивалентна 2.2 x 1015 cм-2 молекул CH4 на поверхности. Полагая фотохимическое время жизни метана у поверхности равным 2 x 1010 с [5,23], получаем оценку необходимого потока молекул в 1 x 105 cм-2 с-1 [16] Суммарно по планете это даст мощность источника в 4 г/с или 126 тонн в год.
Поток метеоритной пыли, падающей на Марс, оценивается в 300 г/с или 9000 тонн в год [24]. Большинство из метеоритов сгорит в атмосфере, но 25% доберется до поверхности [24], то есть почти 2300 тонн в год могут достичь поверхности Марса. Если предположить, что все метеориты по составу являются угольными хондритами, то около 3% потока составит органический материал [25], это 70 тонн в год. Если весь этот органический материал перевести в метан, то это будет сравнимо с количеством, необходимым для объяснения концентрации 10 ppbv. Однако так как лишь небольшая доля метеоритов явялется хондритами, да и врядли весь материал превратится в метан в условиях окислительной среды Марса, то потребуется несравненно больший поток метеоритной пыли.
Потенциально крупнейшим внешним источником метана являются кометы. Из наблюдений 8 комет облака Оорта [26] можно сделать вывод, что в них отношение метан/вода находится в пределах 0.15-1.5 %, большинство комет имеют соотношение >0.5 %, а одна и вовсе 2.3%. Для нашей оценки предположим, что вся комета состоит изо льда , а метана в ней ~1 %. Принимая среднюю частоту столкновений комет с Марсом равной 1.6 x 10-8 год-1 [27], характерный радиус кометы ~1 км, получаем количество метана в среднем порядка 1 тонны в год, то есть менее 1% от необходимого. Так как время жизни метана всего несколько сотен лет, понятие "средний" кометный поток не очень правильно, вернее будет говорить об одном столкновении в 62 миллиона лет. Можно рассматривать возможность того, что концентрация метана на Марсе непрерывно уменьшалась, и текущие значения не более чем остатки от столкновения с кометой несколько тысяч лет назад. Мы вычислили размер необходимой кометы (чтобы общее количество метана в 3 раза превышало текущее). Наши вычисления показывают, что требуется либо комета размером от 130 м , столкнувшаяся с Марсом менее 100 лет назад, либо комета радиусом до 360 м и столкнувшаяся с Марсом 2000 лет назад. Наблюдаемые вариации метана могут свидетельствовать в пользу недавнего(не дольше времени жизни метана) столкновения, только если отсутствуют локальные стоки, эффективно удаляющие метан из атмосферы. В настоящий момент не ясно, действительно ли было такое столновение, но эта гипотеза кажется достаточно многообещающей для дальнейшнего изучения.
С другой стороны метан мог образоваться в магматических процессах или сохраниться в виде гидратов метана и позднее попадать в атмосферу. Земные вулканы не являются большими источниками метана, а крупномасштабный вулканизм на Марсе отсутствует уже более 100 миллионов лет. Однако нельзя исключать маломасшабного выделения метана. Потенциально большим, чем вулканизм источником может быть процесс альтерации базальта при температурах <150°C. Процесс идет в водоносных горизонтах под вечной мерзлотой и приводит к превращению углекислого газа в метан в присутствии воды. По своей модели химического равновесия Валлендаль [3] вычислил, что если единственным источником углерода в подземных полостях является CO2 , то этого может хватить для образования 1015 тонн метана (что эквивалентно парциальному давлению 0.2 бар). Метан мог быть законсервирован в виде стабильных гидратов и затем постепенно подниматься к поверхности планеты [4]. Скорость выделения в атмосферу неизвестна, но если считать ее равномерной получается величина ~200000 тонн в год, куда больше необходимых 100 тонн для поддержания нынешней концентрации в 10 ppbv. Даже если метан выделяется из гидратов со скоростью в 1000 раз меньшей, этого достаточно для объяснения наблюдений. Наконец, недавние эксперименты в лаборатории подтвердили абиогенное образование метана в гидротермальных реакциях CO2 с H2O при 390°C и 400 бар [29]. Данные условия вероятно встречаются в глубинных водных горизонтах или глубоко под полярной шапкой Марса. Более того считается, что использованный в эксперименте катализатор (оксид Fe-Cr) присутствует и в марсианских породах.
Если источник биогенный и действует в настоящий момент, то главными кандидатами становятся метаногены, использующие для получения энергии СО или H2 . Хемолитотрофные микробиальные экосистемы широко распространены в недрах Земли, они выделяют метан как продукт метаболизма в реакциях 4CO + 2H2O > CH4 + 3CO2 и 4H2 + CO2 > CH4 + 2H2O [30-32]. Cуществует определенная вероятность, что в водоносных горизонтах под вечной мерзлотой могут быть одна или несколько колоний микроорганизмов, использующих СО или H2 и выделяющих метан [1,2]. Марсианская атмосфера является готовым источником СО (концентрация 700 ppm [33]) и H2 (40-50 ppm по данным моделей и наблюдений [34-37]). Предполагается, что эти газы диффундируют через реголит к водоносным горизонтам. Избыток H2 может также получаться на месте путем гидрации ультрамафических силикатов. Предполагалось, что источник метана не обязательно должен существовать в настоящий момент. Если микроорганизмы существовали на Марсе в прошлом, когда планета (возможно) была теплой и влажной, они могли выделять метан, который потом накопился в виде гидратов и теперь выделяется. Сравнение мощности источника метана на Марсе (4 г/с) и на Земле (1.67 x 107 г/с [38]) показывает, что если марсианский метан и микробного происхождения, то популяция микробов должна быть ничтожной. Почти все 1700 ppbv метана в земной атмосфере - биологического происхождения, марсианские источники просто меркнут в сравнении с этими цифрами. Важно отметить, что если микроорганизмы были (или есть) на Марсе, их обиталищем скорее всего являются области под вечной мерзлотой. Перекись водорода, интенсивное УФ излучение, низкая температура и давление на поверхности Марса делает ее враждебной к известным нам типам жизни.
Наконец, сравнительно большое время жизни метана говорит о том, что по достижении равновесия распределение метана по планете должно быть однородным. Наблюдаемая неравномерность указывает на локальные источники/стоки. Возможно это вызвано диффузией метана через реголит. Локальное разрушение метана на поверхности может привести к неравномерному распределению , только если процесс разрушения более быстр, чем процесс установления равномерного распределения, что в марсианской атмосфере требует порядка нескольких недель. Если локальный процесс разрушения на поверхности, например за счет различной минералогии, пород с окислительными свойствами, не достаточно быстр, то гипотеза кометного источника будет менее жизнеспособна. Мы хотим подчеркнуть, что обнаружение метана не подразумевает наличия жизни на Марсе , сейчас или в прошлом. Это лишь одна из возможностей, но как показано выше, и другие варианты имеют право на существование [39].
Ссылки и примечания
1 P. J. Boston, M. V. Ivanov, C. P. McKay, Icarus 95, 300 (1992).
2. B. P. Weiss, Y. L. Yung, K. H. Nealson, Pub. Natl. Acad. Sci. 97, 1395 (2000).
3. A. Wallendahl, A. H. Triemann, Lunar Planet. Sci. Conf. XXX, abstract 1268 (1999).
4. M. D. Max, S. M. Clifford, J. Geophys. Res. 105, 4165 (2000).
5. A. S. Wong, S. K. Atreya, Th. Encrenaz, J. Geophys. Res. 108, 5026 (2003).
6. M. E. Kress, C. P. McKay, Icarus 168, 475 (2004).
7. Аппарат Марс Экспресс был запущен 2 июня 2003, достиг орбиты Марса 25 декабря 2003 года и с февраля 2004 года находится на полярной орбите наклонением 87° с высотой перицентра ~250 км и периодом обращения 7.2 часа. Планетарный фурье-спектрометр - один из семи экспериментов на борту аппарата. Основными научными задачами ПФС являются : мониторинг трехмерного поля температур, пространственных и временных вариаций H2O и CO, определение параметров аэрозолей и облаков, идентификация примесных веществ. Также получена информация о температурах поверхности, ее спектре, составе почв и полярных отложений
8. V. Formisano, in preparation.
9. M. Giuranna, in preparation.
11. Данные охватывают период с января по февраль 2004 (ареоцентрическая долгота солнца= 330° - 350°) и май 2004. Этот промежуток велик по сравнению с характерным временем транспортных процессов (~ недели для глобальных пыльных бурь) и слишком мал по сравнению с марсианским годом.
13. N. I. Ignatiev, in preparation.
14. R. T. Clancy, M. J. Wolff, P. R. Christensen, J. Geophys. Res. 108, 2-1 (2003).
15. S. G. Warren, Appl. Opt. 23, 1206 (1984).
17. W. C. Maguire, Icarus 32, 85 (1977).
18. V. A. Krasnopolsky, G. L. Bjoraker, M. J. Mumma, D. E. Jennings, J. Geophys. Res. 102, 6525 (1997).
19. M. J. Mumma, R. E. Novak, M. A. DiSanti, B. P. Bonev, "A sensitive search for methane on Mars ," paper presented at the American Association of Science, Division of Planetary Science Meeting, Monterey, CA, September 2003.
20. V. A. Krasnopolsky, J. P. Maillard, T. C. Owen, abstract, European Geosciences Union Meeting, Nice, France, 26 April 2004.
21. E.A.Paul, F.E.Clark, Soil Microbiology and Biochemistry (Academic Press, San Diego, CA, 1996).
22. Время жизни метана (~2 x 1010 с у поверхности), использованное в вычислениях взято из [5]. Оно также согласуется с величиной для нижней атмосферы показаной на Фиг.2 в [39]. Так как фотохимическое разрушение метана вызвано окислением OH и O(1D) у поверхности и УФ-излучением на высотах выше ~70 км, время жизни может меняться в зависимости от потока солнечного УФ-излучения и фактического распределения в атмосфере паров воды и озона Использованное в наших вычислениях время жизни основано на средних условиях освещения солнцем и средних марсианских условиях (150 ppm H2O у поверхности) и представляет собой время , за которое концентрация падает в e раз.
23. A. S. Wong, S. K. Atreya, V. Formisano, Th. Encrenaz, N. Ignatiev, Adv. Space Res. 33, 2236 (2004).
24. G. Flynn, Earth Moon Planets 72, 469 (1996).
25. J. R. Cronin, S. Pizzarello, D. P. Cruikshank, in Meteorites and the Early Solar System, J. J. Kerridge, M. S. Matthews, Eds. (Univ. of Arizona Press, Tucson, AZ, 1988), pp. 819-857.
26. E. L. Gibb, M. J. Mumma, N. Dello Russo, M. A. DiSanti, K. Magee-Sauer, Icarus 165, 391 (2003).
27. H. F. Levison, M. J. Duncan, K. Zahnle, M. Holman, L. Dones, Icarus 143, 415 (2000).
29. D. I. Foustouskos, W. E. Seyfried, Science 304, 1002 (2004).
30. F. H. Chapelle et al., Nature 415, 312 (2002).
31. T. O. Stevens, J. P. McKinley, Science 270, 450 (1995).
32. R. J. Parkes et al., Nature 371, 410 (1994).
33. E. Lellouch, G. Paubert, T. Encrenaz, Planet. Space Sci. 39, 219 (1991).
34. S. K. Atreya, J. Geophys. Res. 99, 13133 (1994).
35. S. K. Atreya, Z. G. Gu, Adv. Space Res. 16, 57 (1995).
36. H. Nair, M. Allen, A. D. Anbar, Y. L. Yung, R. T. Clancy, Icarus 111, 124 (1994).
37. V. Krasnopolsky, M. Mumma, R. G. Gladstone, Science 280, 1576 (1998)
38. Y.-L. Yung, W. B. DeMore, Photochemistry of Planetary Atmospheres (Oxford Univ. Press, Oxford, 1999).
39. M. E. Summers, B. J. Lieb, E. Chapman, Y. L. Yung, Geophys. Res. Lett. 29, 2171 (2002).
40. ПФС был построен в Istituto di Fisica dello Spazio Interplanetario (Istituto Nazionale di Astrofisica) , исследование финансировалось итальянским космическим агенстом (ASI) в рамках итальянского участия в проекте Марс Экспресс. Мы благодарны V. Cottini за большое число модельных спектров и A. Maturilli за рисунок с картой Марса.
