Вода на Марс

p align="left">Відзначмо, що сучасна марсіанська гідрологія - це не тільки палеоклімат і вічна мерзлота. Адже сучасний марсіанський гідрологічний цикл охоплює близько 1011 кг водяної пари в атмосфері, а також хмари, які добре помітно як світлий туман на зображеннях, отримуваних телескопом ім. Габбла. До того ж це сезонні полярні шапки й нічні тумани, що залишають на поверхні планети мікроскопічний шар інею. І нарешті - це «дихання» реголіту та глинистого фунту, роздробленого метеоритами впродовж мільярдів років. Хоч об'єм атмосферних запасів води відносно невеликий, саме атмосферні процеси відіграють визначальну роль у підтримці сучасного стану поверхневих резервуарів марсіанської води. Дослідження показали, що в північній півкулі води майже на порядок більше, ніж у південній. Яка причина такої асиметрії і чи має це який-небудь зв'язок із кліматичними катастрофами минулого? Є два погляди на можливі причини міжпівкульної асиметрії поверхневих запасів марсіанської води.

По-перше, геологічні властивості північної та південної півкуль теж помітно різняться. Поверхня північної півкулі залягає в середньому на 3-4 км нижче від південної, де тільки на дні найглибшої западини - Еллади - гравітаційний потенціал приблизно такий, як на північному полюсі. Крім того, північна півкуля світліша, оскільки там є більше осадових глинистих порід, що надають Марсу характерний червонуватий відтінок, і менше давніх базальтів. Глини, як відомо, здатні абсорбувати велику кількість води. Якщо глобальне переміщення води в атмосфері відіграє невелику роль у порівнянні з локальним обміном, то нерівномірний її розподіл між півкулями можна було б пояснити просто різною здатністю порід, які утворюють поверхню планети, підтримувати над нею певну кількість пари. У цьому разі можна було б чекати, що такий несиметричний розподіл води дуже давній, принаймні не молодший за більшість сучасних осадових порід, тобто йому близько мільярда років.

Згідно з іншою гіпотезою, яку висловили Кленсі й колеги [1], причиною асиметрії поверхневих запасів води є асиметрія зміни сезонів удвох півкулях, викликана помітним ексцентриситетом (е= 0.09) орбіти Марса. За таких умов модуляція сонячного потоку між афелієм (точкою максимального віддалення від Сонця) і протилежною точкою - перигелієм - досягає 40%. Тому тепер літо в північній півкулі довше й холодніше, ніж у південній. Нижча, ніж в перигелії, температура зумовлює конденсацію водяної пари в атмосфері на відносно невеликих висотах (менших за 10 км), тобто там, де домінують направлені до екватора повітряні потоки глобального конвективного переносу. На Землі такий перенос існує тільки в тропічних широтах і є причиною пасатних вітрів. Вище рівня конденсації вода не проникає через швидке гравітаційне осідання мікронних кристалів конденсату. Цей ефект приводить, зокрема, до утворення в афелії тропічного хмарного поясу, який замикає випаровувань полярною шапкою воду в північній півкулі. Водночас у перигелії (у набагато тепліший період часу) хмари слабко впливають на перенос між півкулями, і вода, що сублімує з південної полярної шапки, перемішується більш рівномірно. За геологічно короткий час такий сезонний «насос» цілком міг перекачати воду до тої півкулі, літо в якій припадає на проходження планетою афелія орбіти.

Ураховуючи, що нахил осі обертання планети міг багато разів змінюватися в циклах Міланковича з періодом приблизно 105 років, можна вважати, що описана вище асиметрія відносно молода і, можливо, ще змінює знак. Непрямою ознакою зміни півкуль у глобальному водному циклі служать концентричні шаруваті відкладення полярних шапок.

Вельми ймовірно, що впродовж марсіанської історії полярні шапки багато разів мінялися місцями. Фактично, питання про відносний внесок обох механізмів у формування асиметричного розподілу води - це питання про відносну роль локального обміну й глобального переносу. Однак деякі дослідники погоджуються з другою гіпотезою, причому вважають, що інтенсивний локальний обмін є неодмінною умовою стабілізації глобального циклу, відіграючи роль дисипативого чинника. Якби марсіанський реголіт не «дихав», то сезонна міграція води до екватора була б неможливою, оскільки воду вмить би захоплювали «холодні пастки» на межі полярної шапки.

У 2005 p. американські вчені повідомили, що розгадали ще одну марсіанську загадку, з'ясувавши, чому саме південна полярна шапка Марса зміщена відносно його географічного південного полюса. Ця загадка турбувала дослідників ще з часів перших телескопічних спостережень Червоної планети. Щоб виявити механізми, які впливають на положення південної полярної крижаної шапки, учені використали зображення, отримані з орбітального апарата «Марс глобал сурвеєр» і комп'ютерні моделі клімату. Аналіз цієї інформації показав, що наявне зміщення є результатом дії двох марсіанських регіональних кліматичних зон, які розташовуються по обидва боки південного полюса. Першопричиною появи двох таких різних кліматичних зон уважають наявність двох величезних кратерів у південній півкулі Марса. Ландшафти цих кратерів породжують вітри, які створюють область низького тиску біля полярної шапки в західній півкулі. Таким чином, саме кратери підтримують існування зони низького тиску, яка домінує в районі південної полярної крижаної шапки і зберігає її в такому стані. Так, у західній півкулі області низького тиску породжують прохолодну, змінну погоду й опади - сніг, котрий можна бачити як дуже яскраву зону на поверхні крижаної шапки. А в східній півкулі часто виникають умови для утворення своєрідної відлиги через теплішу погоду та відносну ясність. Саме це і є причиною східно-західної асиметрії форми південної полярної шапки Марса (рис. 2).

Рис. 2

3. ЗАМЕРЗЛА ВОДА НА МАРСІ

Сучасна величина тиску марсіанського повітря, який становить 0.006 тиску земної атмосфери, дещо менша від потрійної точки води. Це означає, що тепер на Марсі не можуть існувати відкриті водоймища, а вода на планеті міститься або як вічна мерзлота в товщі ґрунту, або як відкриті льоди та сніг, а також у дуже невеликій кількості - в атмосфері у газоподібному стані. Водоймище, якби воно існувало, неминуче б замерзло і випарувалося би під впливом сонячного випромінювання. Однак таких замерзлих водоймищ на Марсі немає, а єдиний відомий великий резервуар водяного льоду - це північна полярна шапка (рис. 3). Зазначмо, що південна полярна шапка складається головним чином із замерзлої вуглекислоти.

Рис. 3

Наукова інформація, передана з КА «2001 Марс-одіссея», свідчить про наявність на Червоній планеті великої кількості водяного льоду. На знімках Марса можна розгледіти контури каналів, заплав, навіть цілий океанський басейн у північній півкулі. Річкові русла на Марсі виявлено ще в 70-х pp. минулого століття. Учені припускали, що в періоди після катастроф Марс змінювався і протягом кількох десятиліть (щонайбільше століть) клімат ставав усе теплішим і вологішим; потім холод знову повертався - і так до наступного катаклізму. Доводом на користь катастрофічного походження наявного рельєфу є те, що виявлені річкові долини практично не мають анінайменших ознак приток, які впадають в головне русло. Це свідчить про те, що річки не були такими розгалуженими, як земні. Марс після кожної катастрофи неминуче знову охолоджувався, так що вода замерзала. Таким чином, зима на Марсі була майже нескінченна, її порушували тільки короткочасні періоди, коли йшли гарячі дощі та мали місце великі повені. І хоча Марс, можливо, не мав умов, сприятливих для виникнення білкових форм життя, проте він зможе надати своїм майбутнім колоністам цілком достатні запаси води, які збереглися у формі льоду. Марсіанський лід був знайдений у північній крижаній шапці, а пізніше - і під поверхневим шаром у південній півкулі. Тоді група фахівців з американського університету в Аризоні представила перше свідчення про наявність водяного льоду біля марсіанського південного полюса, використовуючи інформацію, здобуту інфрачервоною камерою на борту КА «2001 Марс-одіссея». Ті наукові дані дали аргументи на користь теорії, згідно з якою «сухий лід» лише зверху покриває поклади водяного льоду. При цьому в південній півкулі вуглекислий шар має бути досить тонким: запаси замерзлої води вдалося виявити безпосередньо під шаром пилу завтовшки 2-7 мм. Крім того, з допомогою гама-спектрометра знайшли велику кількість водню під поверхнею Марса в південній півкулі і на великих відстанях від полярної шапки. Цей водень, скоріш за все, входить до складу водяного льоду, а виявлені запаси води можуть бути всього лише «вершиною айсберга».

Докладні знімки поверхні Марса, які отримала орбітальна станція «2001 Марс-одіссея», дали змогу виявити відразу декілька «живих» льодовиків у середніх широтах, далеко за межами крижаних полярних шапок Червоної планети. На наведених нижче знімках (рис. 4) можна відмітити досить цікаву обставину: лінії уступів у долинах марсіанських льодовиків виглядають, на відміну від таких утворень на Землі, практично не пошкодженими і не розмитими. Учені пояснюють це тим, що на Марсі льодовики в основному не танули, як на Землі, а відразу ж перетворювалися в пару (сублімували) через дуже розріджену марсіанську атмосферу.



Рис. 4

На основі результатів дистанційного зондування Марса вчені Європейського космічного агентства (ЄКА) дійшли висновку, що запаси води на Червоній планеті, як і раніше, надзвичайно великі. Імовірно, вона зберігається у великих підземних резервуарах. Адже аналіз ерозійних процесів на поверхні Марса дає змогу припустити, що океан завглибшки в середньому 600 м міг покривати всю планету, а марсіанська атмосфера все ж містила достатньо двоокису вуглецю, щоб підняти середню температуру на планеті вище за 0° С. Нова спостережна інформація показує, що такий марсіанський океан упродовж усієї геологічної історії планети мав би втратити тільки декілька сантиметрів.

Наведені на рис. 5 зображення північної полярної шапки Марса вперше показують шари водяного льоду й пилу в перспективному уявленні. Тут можна виявити майже двокілометрові кручі, а також темнуватий матеріал у структурах, схожих на земні кальдери - казаноподібні западини з крутими схилами й рівним дном, що утворилися внаслідок провалу вершини вулкана, а іноді - і прилеглої до нього місцевості. Просторі області, покриті дюнами, можуть складатися з вулканічної золи. Поблизу марсіанського північного полюса «Марс-експрес» виявив цілі поля вулканічних конусів, причому деякі з них досягають висоти 600 м. Цілком імовірно, що їх можна вважати свідченням зовсім недавньої вулканічної діяльності на Марсі. Разом з тим питання про сучасну вулканічну діяльність на Червоній планеті все ще залишається відкритим.

Рис. 5

Одна з найбільших систем каналів на Марсі - долина Касея. Вона містить багато доказів льодовикової та річкової активності, що супроводжувала велику частину геологічної історії планети. Вимоїни на дні названої долини (її координати - приблизно 29 північної широти, 300° східної довготи) були зафіксовані з висоти 272 км. Сліди розмивання в долині найімовірніше виникли під впливом льодовикової, а не водної ерозії. Льодовик, що створив цю долину, живився водами каньйона Ехуса (рис. 9), яку знизу підігрівали вулкани. Ця вулканічна активність і зумовила появу великих потоків талої води зовсім недавно з геологічного погляду - 20 млн. років тому. Перспективне зображення каньйона Ехуса свідчить про те, що на поверхні Марса рідка вода була ще мільярди років тому. Пізніше, коли планета остигла, озера замерзли й сформували льодовики, які своїми потоками «порізали» долину Касея. Одним з доказів такої теорії є те, що дно «каналів» міститься нижче від гіпотетичного рівня марсіанського океану. Це неможливо для води, але здійснено для льоду.

Донедавна прямих доказів наявності води на Марсі виявити не вдавалося. І тільки влітку 2000 р. міжпланетна станція «Марс глобал сурвеєр» виявила на поверхні планети структури, які могли виникнути тільки під впливом потужних потоків води. А на початку осені того ж року на переданих з Марса фотознімках гірських масивів планети було зафіксоване величезне крижане озеро, під льодом якого може бути й вода. Цей висновок дав змогу зробити припущення, що вік вимоїн на крутих схилах марсіанських гір міг бути всього один-два роки. А 2003 р. на Марсі вперше виявлено карбонати - солі вугільної кислоти. Ці сполуки входять до складу восьми десятків земних мінералів, які становлять близько 2% маси кори нашої планети, а утворюються вони (карбонати) лише за наявності води й вуглекислого газу. Таким чином, це відкриття підкріпило гіпотезу, згідно з якою в далекому минулому на Марсі були великі запаси води.

Через чотири дні після того, як марсохід «Опортьюніті» знайшов на Марсі свідчення про наявність вологого середовища в камені, який учені назвали «Капітан» («El Capitan») (виявлено велику концентрацію сірки в солях магнію та заліза й інших сульфатах), його «колега» - марсохід «Спіріт» також досяг головної мети експедиції, виявивши сліди дії води в камені, який згодом дістав назву «Хемфрі» («Humphrey»). Проникши з допомогою свердла всередину каменя, «Спіріт» установив, що в ньому є порожнечі, які утворилися внаслідок дії води. Крім того, марсохід знайшов у цих порожнечах відкладення мінералів, які можуть утворюватися тільки за наявності води. Усі ці знахідки дали змогу вченим оголосити про те, що місії «Опортьюніті» та «Спіріт» є успішними.

Здавалося, що дослідники вже практично впевнилися - вода з Марса або зовсім випарувалася, або пішла під землю, і, можливо, відбулося це мільйони років тому, а може, й мільярди. Та після липня 2005 р. вченим знову довелося переглянути свої висновки. Саме тоді фахівці з ЄКА повідомили, що на Марсі виявлено замерзлу воду на відкритій поверхні планети (рис. 6). На фотознімку, зробленому з борту КА «Марс-експрес», у високих північних широтах планети був зареєстрований кратер з покладами льоду на дні. Температура й тиск у тому районі такі, що там не може бути твердого двоокису вуглецю - так званого сухого люду.



Рис. 6

Крижаний диск, добре видимий і досить чистий, лежить на дні кратера (діаметр його 35 км, глибина - близько 2 км), розташованого на рівнині Вастітас (Vastitas Borealis). На знімках виявлено також слабкі сліди льоду (іній) на краю кратера та на його стінках. Дослідження того ж 2005 р. верхніх шарів Червоної планети з допомогою радара «МАРСІС» (MARSIS - Mars Advanced Radar for Subsurface and Ionospheric Sounding) на глибинах до кількох тисяч метрів виявили, що під поверхнею Марса є велика кількість води в замороженому стані. Найбільші скупчення льоду зафіксовано в полярних областях і в підземному кратері, розміщеному в середніх північних широтах у районі Хриса (Chryse Planitia). Наявність водяного льоду в грунті поблизу екватора можна пояснити дуже низькою теплопровідністю фунту, коли добове прогрівання досягає невеликої глибини.

Фахівці вважають, що неглибоко під тонким шаром пилу є велике замерзле море площею 800x900 км (рис. 7). Імовірно, що воно близько 5 млн років тому замерзло, а лід покрили пізніші відкладення.



Рис. 7

4. ПОТОКИ ВОДИ НА МАРСІ

На основі вивчення знімків учені встановили зв'язок між вулканічною активністю та потоками води на Марсі. У результаті вулканічної діяльності лід під поверхнею планети може танути, а вода просочуватиметься назовні. Деякі з цих потоків мають досить молодий за геологічними мірками вік. Наприклад, біля підніжжя вулкана Олімп камери з орбітальних космічних апаратів виявили сліди потоків, які були там приблизно 30 млн. років тому.

Багато фотографій учені отримали завдяки зонду НАСА «Марс глобал сурвеєр» у 1999 та 2001 pp. Повторне повномасштабне знімання зробили 2004 р. та 2005 р. Аналіз наукових даних дав змогу виявити зміни, які могли б відбутися лише за участі води. Так, у вимоїнах були виявлені яскраво забарвлені відкладення, яких не було на раніше зроблених знімках. Ці відкладення - можливо, грязь, сіль або іній - залишилися від потоків води. Ми тепер розуміємо, що Марс геологічно активніший, ніж учені вважали раніше, і що ця активність зосереджена в середніх широтах.

І, нарешті, недавно були знайдені структури (не старші від кількох десятків років чи навіть декількох років), схожі на сліди рідкої води, що просочується з-під кори вічної мерзлоти. Характерно, що всі такі «джерела» виявлено на північних схилах глибоких каньйонів у північній півкулі та на південних схилах у південній півкулі, де атмосферний тиск хоч і ненадовго, але дає змогу зберегти воду від моментального холодного закипання. Тобто на фотографіях, зроблених різними КА, виявилося, що поверхня Червоної планети і тепер активно перетворюється і показує явні свідчення водної ерозії. Причому, за багатьма ознаками, вода була тут зовсім недавно, а можливо, і донині продовжує геологічну діяльність. Це означає, що вслід за відкриттям наявності води на Марсі у твердій фазі стає дуже вірогідним припущення про її наявність і в рідкій фазі. Зображення на знімках (рис. 8), зроблених 2005 р. зондом «Марс реконайсенс орбітер» у кратері в області Землі Сирен (Terra Serenum), дуже схожі на сліди рідини, яка тече. На знімку того ж кратера, зробленому іншим штучним супутником Марса шість років тому, такого потоку не було. Скоріш за все, це означає, що по поверхні Марса після 1999 р. протікала рідина.

Рис. 8

Саме після аналізу повторних (на інтервалі декількох років) знімків одних і тих же ділянок марсіанської поверхні були отримані найнадійніші свідчення того, що вода все ще іноді тече поверхнею Марса принаймні по двох територіях поверхні. На отриманих у 2004-2005 pp. фотографіях з КА «Марс глобал сурвеєр» містяться яскраві смуги з «гіллястими» закінченнями, характерними для так званих алювіальних потоків, яких ще не було на отриманих 1999 р. та 2001 р. зображеннях тих же місць. Адже така форма відкладень повністю відповідає перенесенню матеріалу проточною водою.

Дослідники вважають, що ця вода просочилася з тріщин, які виникли, наприклад, після падіння метеорита, котрий колись пробив один з численних «підземних резервуарів» рідкої води. Згідно з оцінками фахівців, кількість води, що витекла та встигла пройти сотні метрів, була еквівалентна приблизно вмісту п'яти-десяти плавальних басейнів. Показаний на рисунку схил розташований у південній півкулі Марса - приблизно на 37° широти, де денні температури влітку можуть інколи перевищувати 0° С. Тому наявність там води в рідкому стані цілком можлива. Крім пошуку змін на схилах учені також оцінили інтенсивність, з якою на поверхні Марса з'являються нові кратери ударного походження. Так, 98% марсіанської поверхні відзнято у 1999 р. і приблизно 30% поверхні планети сфотографовано ще раз 2006 р. Повторні зображення показали 20 нових кратерів (рис. 9) діаметром від 2 до 148 м. Ці дані особливо важливі для впевненого визначення віку різних утворень на поверхні Марса.

Була висунута гіпотеза, що показані на рис. 9 жолоби сформовані потоками води з каменями й піском - чимось на зразок селів. Багато з цих виносів мають жолоби, які свідчать, що по них текла рідина, імовірно, вода.



Рис. 9

Потрібні були сотні епізодів сходження селів для того, щоб утворити показану на знімках картину. Кожен такий прорив води у верхній частині схилу веде до процесів, під час яких конкурують випаровування (кипіння), замерзання та сила тяжіння. Індивідуальні виноси, зображені на цих знімках, були використані для приблизної оцінки мінімальної кількості води, потрібної для утворення їх. Це було зроблене за умови, що потоки подібні до земних селів, у яких вода становить 10-30%. Для оцінювання об'єму виносу взяли приблизну величину їхньої товщі - 2 м. За таких умов мінімальна кількість потрібної води близька до 2.5 млн. літрів.

На знімках 2008 р. з КА «Марс реконайсенс орбітер» зареєстровано в кратері Вернал (Vernal) в області Землі Арабії (Arabia Terra) горби, схожі на джерела. Вони цілком можуть бути давніми гідротермальними джерелами, якщо взяти до уваги їхню невелику висоту й еліптичну форму. На Землі вражаюче схожими на них об'єктами є гарячі джерела в Австралії.

Таким чином, отримані останнім часом спостережні дані показують, що й сьогодні Марс є геологічно активним небесним тілом. Вода на цій планеті суттєво впливає на формування рельєфу її поверхні. І запаси води мають бути досить великими.

Література

Clancy R.T.; Grossman А.; Wolff M.J.; James P.B.; Rudy D.J.; Billawala Y.N.; Sandor B.J.; Lee S.W.; Muhleman D.O. Water vapor saturation at low altitudes around Mars aphelion: a key to Mars climate? // Icarus.- 1996.- 122.- P. 36-62.

Goldspiel J.M., Squyres S.W. Groundwater sapping and valley formation on Mars // Icarus.- 2000. - 148.- P. 176-192.

Hoffman N. White Mars: a new model for Mars' surface and atmosphere based on C02 // Icarus. - 2000. - 146.- P. 326-342.

Kahn R. The evolution of C02 on Mars // Icarus.- 1985.- 62.- P. 175-190.

Pollack, J.B., Kasting J.B., Richardson S.M., Poliakoff K. The case for a wet, warm climate on early Mars // Icarus.- 1987.- 71.- P. 203-224.

Страницы: 1, 2