Климатология водяного пара и температурная структура в верхней атмосфере Марса по данным эксперимента ACS миссии ExoMars/TGO

Плотность и температура верхней (высоты >100 км) и средней (50-100 км) атмосферы Марса являются ключевыми параметрами при исследовании процессов диссипации частиц, например водяного пара, с планеты. Наблюдения термосферы и мезосферы Марса российским прибором АЦС (ACS - Atmospheric Chemistry Suite) [1] на космическом аппарате ExoMars TGO (Trace Gas Orbiter) позволили исследовать вертикальное распределение плотности и температуры в диапазоне высот от 10 до 180 км с разрешением 1 км. Измерения проводятся спектрометрическим каналом MIR (middle infrared) прибора ACS c высокой разрешающей способностью по спектру, λ/Δλ~25000, в полосах поглощения СО2 и H2O около 2.65-2.7 мкм в режиме солнечного просвечивания атмосферы.
В настоящей работе представлены результаты наблюдений за два с половиной Марсианских года (MY): с середины MY 34 (Май 2018 года) до конца MY 36 (Декабрь 2022 года), включая глобальную пылевую бурю 34го MY. По полученным высотным профилям температуры и плотности CO2 были выявлены сезонные вариации мезопаузы – температурного минимума всей атмосферы, а также высоты гомопаузы – слоя, выше которого равномерно турбулентное перемешивание атмосферы меняется на молекулярное, индивидуальное для каждой компоненты. Сравнение температур между утренним и вечерним терминаторами планеты позволило выявить суточные приливные волны в атмосфере [2].
Параллельно, были выявлены всплески содержания водяного пара в периоды глобальной пылевой бури 34го MY, а также перигелия в 34й, 35й и 36й MY. В эти сезоны наблюдался подъём относительного содержания воды до значений 10-50 ppm (частей на миллион) на крайне больших высотах, 100-120 км [3]. По восстановленным температурам было посчитано, что повышенное содержание сопровождается перенасыщением водяного пара в мезосфере, на высотах 60-120 км [4]. Здесь, в результате эффективного фотолиза молекулы H2O под действием солнечного излучения высвобождается атомарный водород, который далее переносится в ионосферу и покидает планету. Таким образом, было показано, что в сезоны пылевой бури и лета в южном полушарии Марс усиленно теряет воду.