Вода на МарсСЦ

дипломная работа: Авиация и космонавтика

Документы: [1]   Word-176630.doc Страницы: Назад 1 Вперед

МРЖНРЖСТЕРСТВО ОСВРЖТИ ТА НАУКИ УКРАРЗНИ

НАЦРЖОНАЛЬНИЙ УНРЖВЕРСИТЕТ СЦм. Шевченка

ФСЦзичний факультет, кафедра астрономСЦСЧ












ДИПЛОМНА РОБОТА З ТЕМИ:

Вода на МарсСЦ






Виконала: студентка V курсу

Група 105 ФА

Туполець Оксана





КиСЧв 2010

Вступ


Марс - четверта планета СонячноСЧ системи; вСЦн мСЦститься в пСЦвтора рази далСЦ вСЦд центрального свСЦтила, нСЦж Земля. Така вСЦддаленСЦсть СФ однСЦСФю з причин того, що температура на поверхнСЦ Марса коливаСФться (залежно вСЦд широти та часу доби) в межах вСЦд -100 В°С до +27. МарсСЦанський рСЦк триваСФ 687 земних дСЦб, доба практично дорСЦвнюСФ земнСЦй. ДСЦаметр Марса удвСЦчСЦ менший за дСЦаметр нашоСЧ планети. Сила тяжСЦння на марсСЦанськСЦй поверхнСЦ становить 0,4 земноСЧ. Планету покрито пСЦсками червонуватого вСЦдтСЦнку, за що вона й дСЦстала назву ЧервоноСЧ. Незважаючи на те, що марсСЦанська атмосфера у 100 разСЦв розрСЦдженСЦша вСЦд нашоСЧ, на МарсСЦ бушують сильнСЦ пиловСЦ бурСЦ, якСЦ часом стають глобальними. РельСФф ЧервоноСЧ планети - це рСЦвнини, метеоритнСЦ й вулканСЦчнСЦ кратери, гори. Найвища гора зветься ОлСЦмп; СЧСЧ висота сягаСФ 27 км. На МарсСЦ СФ також велетенський розлом завдовжки близько 4 000 км СЦ двСЦ полярнСЦ шапки. ХСЦмСЦчний склад атмосфери такий: вуглекислий газ - близько 95%, невелика кСЦлькСЦсть азоту (близько 3%), аргону (приблизно 1,5%), кисню (0.15%). КонцентрацСЦя водяноСЧ пари невелика, СЦ вона суттСФво змСЦнюСФться залежно вСЦд сезону.

Однак СФ всСЦ пСЦдстави вважати, що води на МарсСЦ немало. На таку думку наводять системи долин протяжнСЦстю в сотнСЦ кСЦлометрСЦв, дуже схожСЦ на висохлСЦ русла земних рСЦчок, причому перепади висот вСЦдповСЦдають напряму течСЦй. ДеякСЦ особливостСЦ рельСФфу явно подСЦбнСЦ до вигладжених льодовиками дСЦлянок. ОскСЦльки цСЦ форми добре збереглися (не встигли нСЦ зруйнуватися, нСЦ покритися дальшими нашаруваннями), то вони мають вСЦдносно недавнСФ походження - у межах останнього мСЦльярда рокСЦв. Давно були висловленСЦ припущення, що вода на ЧервонСЦй планетСЦ СЦснуСФ й тепер, але як мерзлота. Це зумовлено тим, що на МарсСЦ за дуже низьких температур будь-яка вСЦдкрита водна поверхня швидкоСЧ береться кригою, яку через короткий час засиплють пил СЦ пСЦсок. Вельми ймовСЦрно, що внаслСЦдок низькоСЧ теплопровСЦдностСЦ льоду пСЦд його товщею мСЦiями може залишатись СЦ рСЦдка вода.

ПовСЦдомлення про воду на МарсСЦ з'являються в украй суперечливих СЦнтерпретацСЦях. ОднСЦ агентства оголошують, що "виявлено декСЦлька водних басейнСЦв», другСЦ - що знайдено лише "ознаки води в пористих, скельних породах, котрСЦ залягають на глибинСЦ декСЦлькох сотень метрСЦв пСЦд поверхнею», третСЦ - що "вперше вдалося виявити слСЦди наявностСЦ води СЦ в нашСЦ днСЦ на поверхнСЦ». РЖ все ж на деяких фотографСЦях Марса, зроблених рСЦзними космСЦчними апаратами, видно, що поверхня планети СЦ тепер активно перетворюСФться. Так, на схилах великих каньйонСЦв; СЦ метеоритних кратерСЦв чСЦтко видно яри та вимоСЧни, бСЦля пСЦднСЦжжя яких СФ характернСЦ конуси, що зазвичай з'являються в результатСЦ розмиву пСЦщаних порСЦд. Як СЦ на ЗемлСЦ, для геологСЦв усе це служить явним свСЦдченням водноСЧ ерозСЦСЧ, причому, за багатьма ознаками, вода була там зовсСЦм недавно, а можливо, СЦ донинСЦ продовжуСФ свою геологСЦчну дСЦю.

У 1877 р. СЦталСЦйський астроном ДжованнСЦ СкСЦапареллСЦ (1835-1910), спостерСЦгаючи Марс у телескоп, виявив, що його поверхню нСЦби розкреслено прямими темними лСЦнСЦями, якСЦ вчений назвав каналами. Довгий час уважали, що СЧх створили розумнСЦ СЦстоти. Згодом, коли з'явилися потужнСЦшСЦ телескопи, астрономи з'ясували, що нСЦяких каналСЦв немаСФ, а СФ лише гСЦрськСЦ хребти, розломи й СЦншСЦ природнСЦ деталСЦ рельСФфу, котрСЦ здалеку спостерСЦгач сприймаСФ як прямСЦ лСЦнСЦСЧ. Таким чином, канали виявилися оптичним обманом, а разом СЦз цим зазнала невдачСЦ перша спроба знайти життя на МарсСЦ. Проте пСЦзнСЦше на ЧервонСЦй планетСЦ були виявленСЦ об'СФкти, дуже схожСЦ на висохлСЦ русла рСЦчок. За однСЦСФю з гСЦпотези мСЦльйони рокСЦв тому атмосфера на МарсСЦ мала СЦнший склад, була щСЦльнСЦшою й теплСЦшою, а по планетСЦ, можливо, текли рСЦчки. Отже, там могло СЦснувати СЦ життя (принаймнСЦ, у формСЦ бактерСЦй), яке пСЦсля настання марсСЦанського "льодовикового перСЦоду» сховалося вСЦд холоду, вСЦтрСЦв та ультрафСЦолетового випромСЦнювання пСЦд поверхню. У всякому разСЦ, деяке земнСЦ мСЦкроорганСЦзми змогли б вижити навСЦть за таких суворих умов.

У 1976 р. американськСЦ вченСЦ спробували вСЦдповСЦсти на питання щодо СЦснування життя на МарсСЦ, для чого здСЦйснили ретельно продуманСЦ ну серСЦю експериментСЦв на поверхнСЦ ЧервоноСЧ планети. ЦСЦ дослСЦди виконували прилади, розмСЦщенСЦ на спускних апаратах двох космСЦчних зондСЦв "ВСЦкСЦнг», що були запущенСЦ 20 серпня та 9 вересня 1975 р. Зонд "ВСЦкСЦнг-1 пСЦсля 10 мСЦсяцСЦв польоту вийшов на орбСЦту навколо Марса СЦ ще через мСЦсяць, 20 липня 1976 р., висадився на марсСЦанську поверхню в областСЦ» Хриса. Умови в мСЦiСЦ посадки спускного апарата виявилися досить суворими.

РентгенСЦвський флуореiентний спектрометр передав попереднСЦ вСЦдомостСЦ про склад марсСЦанського ТСрунту: 12-16% залСЦза, 13-15% кремнСЦю, 3-8% кальцСЦю, 2-7% алюмСЦнСЦю, 0.5-2% титану СЦ т.д. Другий апарат висадився 3 вересня на РСЦвнинСЦ УтопСЦя за 7 400 км вСЦд "ВСЦкСЦнга-1» СЦ на 1 400 км ближче до пСЦвнСЦчного полюса. Там умови виявилися майже такими ж. Основне завдання "ВСЦкСЦнгСЦв» полягало в пошуку мСЦкроорганСЦзмСЦв на МарсСЦ. Тому в першу чергу всСЦх цСЦкавили результати експериментСЦв СЦз забору й аналСЦзу зразкСЦв грунту. НевдовзСЦ, 31 липня, аналСЦзатор газообмСЦну "ВСЦкСЦнга-1» пСЦсля двох годин СЦнкубацСЦСЧ показав 15-кратне збСЦльшення вмСЦсту кисню проти норми. Через 24 години концентрацСЦя кисню зросла ще на 30%, але потСЦм стала знижуватися й через тиждень упала до нуля. У другому експериментСЦ частину проби завантажили в резервуар СЦз живильним бульйоном, у якому були радСЦоактивнСЦ атоми. АналСЦзатор детектував видСЦлення газСЦв СЦ виявив збСЦльшення вмСЦсту двоокису вуглецю, причому майже таке, як СЦ пСЦд час аналСЦзу бСЦологСЦчно активних зразкСЦв земного фунту. Та незабаром СЦ в цьому приладСЦ рСЦвень видСЦлень упав майже до нуля. ТретСЦй експеримент був нацСЦлений на реСФстрацСЦю поглинання СЦзотопу вуглецю РЖ4С можливими органСЦчними сполуками марсСЦанського ТСрунту. При цьому марсСЦанський вуглець РЖ2С був замСЦнений на радСЦоактивний РЖ4С, а грунт був освСЦтлений променями, подСЦбними до сонячних. Такий експеримент проводили тому, що в земних умовах мСЦкроорганСЦзми дуже добре засвоюють вуглекислий газ. Пробу марсСЦанського ТСрунту нагрСЦвали, щоб виявити засвоСФний радСЦоактивний вуглець С. Цей експеримент дав неоднозначний результат: вуглець то засвоювався марсСЦанським ТСрунтом, то нСЦ На "ВСЦкСЦнгу-2» видСЦлення кисню зСЦ зразкСЦв проходило набагато повСЦльнСЦше, нСЦж на "ВСЦкСЦнгу-1». Однак ученСЦ дСЦйшли висновку, що цСЦ результати не можна пояснити лише хСЦмСЦчними реакцСЦями. Основний висновок, який вдалося зробити за результатами проведених експериментСЦв, був такий: або кСЦлькСЦсть мСЦкроорганСЦзмСЦв у мСЦiях посадок "ВСЦкСЦнгСЦв» мСЦзерно мала, або СЧх там немаСФ взагалСЦ.

ОскСЦльки з допомогою двох стацСЦонарних станцСЦй "ВСЦкСЦнг», використовуючи бСЦологСЦчнСЦ аналСЦзатори, не вдалося знайти ознак життя, то перед марсоходами "СпСЦрСЦт» (БрСЦгСЦСЧ) та "ОпортьюнСЦтСЦ» (ОрропипСЦгу) було поставлене завдання шукати слСЦди рСЦдкоСЧ води, що залишилися в геологСЦчних формацСЦях. Тепер умови на поверхнСЦ Марса такСЦ, що вода в рСЦдкому станСЦ там СЦснувати не зможе: вона замерзне й швидко випаруСФться в холоднСЦй СЦ надзвичайно розрСЦдженСЦй атмосферСЦ. Разом з тим, з аналСЦзу знСЦмкСЦв, зроблених з борту штучних супутникСЦв Марса, на поверхнСЦ ЧервоноСЧ планети виявлено численнСЦ рСЦчковСЦ русла, де ранСЦше були притоки, острови, рукави й заводСЦ. Це означаСФ, що в минулому клСЦмат там був СЦнший, так що рСЦдка вода могла текти по поверхнСЦ планети. Однак, для того, щоб "промити» рСЦчкове русло, досить СЦ короткочасного викиду великоСЧ водноСЧ маси, а от для зародження життя потрСЦбен вельми тривалий перСЦод вологого клСЦмату. Саме тому марсоходи були нацСЦленСЦ на пошук геологСЦчних утворень, формування яких вСЦдбувалося за наявностСЦ водойм СЦз тривалим часом СЦснування. ТакСЦ слСЦди можуть свСЦдчити про те, що колись потрСЦбнСЦ умови для зародження життя на МарсСЦ все-таки були.

З цСЦСФСЧ причини марсоходи були спрямованСЦ в такСЦ райони, де слСЦди води можна було б вСЦдшукати з найбСЦльшою ймовСЦрнСЦстю. Так, "СпСЦрСЦт» здСЦйснив посадку в кратерСЦ ГусСФва (15В° пСЦвденноСЧ широти, 185 захСЦдноСЧ довготи). ДСЦаметр цього кратера - близько 180 км, вСЦн за розмСЦрами як Аральське море. У кратер упадаСФ русло давньоСЧ рСЦки, в якому тепер немаСФ води. Вивчення знСЦмкСЦв СЦз супутникСЦв показало, що в минулому кратер ГусСФва мСЦг бути озером. Другий марсохСЦд - "ОпортьюнСЦтСЦ» - опустився на плато МеридСЦана у кратерСЦ РЖгль (ВлЕаg1е» - так називався мСЦсячний модуль корабля "Аполлон-11» - першоСЧ експедицСЦСЧ людей на МСЦсяць 1969 р.). Це мСЦiе розташоване майже на екваторСЦ, на протилежному щодо кратера ГусСФв боцСЦ Марса. У цьому районСЦ, на основСЦ спостережень СЦз супутникСЦв, виявлено пСЦдвищену концентрацСЦю гематиту - залСЦзовмСЦсного мСЦнералу, який на ЗемлСЦ утворюСФться тСЦльки у водному середовищСЦ.

1. ТЕОРРЖЯ РОЗВИТКУ ПОДРЖЙ НА МАРСРЖ


Незважаючи на те, що перСЦод бурхливоСЧ вулканСЦчноСЧ активностСЦ Марса вже в далекому минулому, з геологСЦчного погляду планета все ще жива. ДеякСЦ знахСЦдки дають змогу припустити, що на МарсСЦ СЦ тепер СФ мСЦiя вулканСЦчноСЧ активностСЦ. Мова йде про вСЦдкладення, якСЦ характеризуються широким спектром найрСЦзноманСЦтнСЦших мСЦнералСЦв - вСЦд украплень олСЦвСЦну в базальтових породах до насичених кремнСЦСФм гранСЦтСЦв. ФСЦзик ВСЦнсент ЧеврСЦр (УСЦпсепСЦ СпеугСЦег) з Арканзаського унСЦверситету (США) розрахував термодинамСЦчнСЦ умови для утворення глинистих вСЦдкладень на МарсСЦ та дСЦйшов висновку, що вуглекислого газу в атмосферСЦ планети могло бути недостатньо для парникового ефекту. Хоча СФ численнСЦ ознаки наявностСЦ в минулому СЦ, можливо, тепер рСЦдкоСЧ води на поверхнСЦ Марса, залишаСФться неясним, що саме привело до пСЦдвищення температури й танення льоду на планетСЦ. В. ЧеврСЦр узяв за основу своСЧх розрахункСЦв склад глинистих мСЦнералСЦв, виявлених у найдавнСЦших пластах, вСЦк яких приблизно 4-4.5 млрд. рокСЦв. Для утворення глини потрСЦбна рСЦдка вода: це доводять процеси, що вСЦдбуваються на ЗемлСЦ.

Для того, щоб сформувалася глина, вода маСФ перебувати в рСЦдкому станСЦ досить тривалий час, а для того, щоб атмосфера могла утримувати сонячне тепло, в СЧСЧ складСЦ маСФ бути певна кСЦлькСЦсть так званого парникового газу. НайпоширенСЦшим парниковим газом СФ вуглекислий газ. Проте, як вСЦдмСЦчено вище, результати розрахункСЦв В. ЧеврСЦра показали, що вуглекислого газу в марсСЦанськСЦй атмосферСЦ могло бути недостатньо для СЦстотного пСЦдвищення температури. До того ж, якби його було досить, то це зумовило б утворення, крСЦм глин, ще одного мСЦнералу - карбонату. Разом з тим, карбонати на МарсСЦ довгий час не були виявленСЦ.

Автоматична мСЦжпланетна станцСЦя (АМС) "Марс-експрес» тепер завершила мСЦнералогСЦчне картографування поверхнСЦ ЧервоноСЧ планети. На пСЦдставСЦ отриманих даних стало ясно, що великСЦ об'СФми вСЦдкритоСЧ води все ж могли СЦснувати на планетСЦ, хоча й дуже давно. АналСЦз здобутоСЧ СЦнформацСЦСЧ показав, що геологСЦчна СЦсторСЦя Марса роздСЦляСФться на три ери. УченСЦ назвали СЧх за латинськими найменуваннями мСЦнералСЦв, котрСЦ переважали впродовж вСЦдповСЦдноСЧ ери.

Перша ера, фСЦллоцСЦанова (Phillocian), тривала 4.5-4.2 млрд. рокСЦв тому. Вона характеризуСФться утворенням глинистих силСЦкатСЦв (фСЦллосилСЦкатСЦв), для чого було потрСЦбне багате водою лужне середовище. ВСЦдповСЦдно до нових наукових даних на МарсСЦ виявлено тисячСЦ мСЦiь СЦз фСЦллосилСЦкатами, розташованими по всСЦй поверхнСЦ. Шари порСЦд, на якСЦ мСЦльярди рокСЦв тому вода мала певний вплив, лежать пСЦд молодшою вулканСЦчною породою, але в багатьох мСЦiях фСЦллосилСЦкати виходять на поверхню. ПСЦсля глобальноСЧ змСЦни марсСЦанського клСЦмату, викликаноСЧ, СЦмовСЦрно, вулканСЦчною активнСЦстю, почалася нова ера - тейСЦкСЦян (Theiikian), що тривала вСЦд 4.2 до 3.8 млрд рокСЦв тому. ТодСЦ в атмосферу надходила велика кСЦлькСЦсть сСЦрки, а навколишнСФ середовище стало дуже кислим; вода та сСЦрка, реагуючи, утворювали сульфати. Близько 3.8 млрд рокСЦв тому настала третя ера - сСЦдерСЦканська (Siderikan). Води на поверхнСЦ Марса не залишилося - вона збереглася як двСЦ снСЦговСЦ шапки на його полюсах. У результатСЦ цих процесСЦв сформувалися залСЦзнСЦ окисли, якСЦ не гСЦдратуються. НаявнСЦстю саме СЧх зумовлений червоний колСЦр поверхнСЦ планети. УченСЦ встановили найбСЦльш перспективнСЦ областСЦ для пошуку слСЦдСЦв життя на МарсСЦ, якСЦ латиною подаються так: Terra Meridiani, Arabia Terra, Marwith Vallis, Syrtis Major СЦ Nili Fossae. Саме в названих мСЦiях можуть бути глинистСЦ породи, де, можливо, зберСЦгаються вСЦдбитки минулого життя.

РСЦвнина Еллада, розмСЦщена недалеко вСЦд пСЦвденноСЧ полярноСЧ областСЦ, являСФ собою басейн завширшки близько 2 000-3 000 км. У глибину кратер цього басейну звужуСФться до 1 500 км. Його оточують викиди породи, через що вСЦн схожий на воронку вСЦд вибуху. КрСЦм того, на поверхнСЦ рСЦвнини спостерСЦгаються аномальнСЦ збСЦльшення сили тяжСЦння (так званСЦ маскони), що свСЦдчить про бСЦльшу щСЦльнСЦсть порСЦд пСЦд ними. ДослСЦдники звернули увагу на ланцюжок з п'яти велетенських кратерСЦв: АргСЦр (Argyre), Еллада (Hellas), РЖзСЦда (lsidis), Toмaзiя (Thaumasia), УтопСЦя (Utopia), якСЦ лежать на однСЦй дузСЦ великого кола (координати його центра: 30В° пСЦвденноСЧ широти, 175В° схСЦдноСЧ довготи) ОсобливостСЦ розташування й приблизно однаковий вСЦк дали змогу припустити, що всСЦ цСЦ кратери утворилися одночасно в результатСЦ одного й того ж катаклСЦзму. Причиною його мСЦг бути розпад СЦ падСЦння фрагментСЦв великого астероСЧда, який рухався навколо Сонця по тСЦй же орбСЦтСЦ, що СЦ Марс. Цей астероСЧд був СЦстотно бСЦльшим вСЦд того, зСЦткнення з яким викликало загибель динозаврСЦв на ЗемлСЦ. УнаслСЦдок такого могутнього зСЦткнення марсСЦанськСЦ полюси змСЦстилися приблизно на 90 СЦ опинилися поблизу колишнього екватора. Розрахунки допомогли вСЦдновити параметри удару, завданого цим астероСЧдом МарсовСЦ. Ударна хвиля дСЦсталася до протилежноСЧ пСЦвкулСЦ, а сферична форма планети сфокусувала СЧСЧ симетрично до кратера Еллада. Саме там - на протилежному вСЦд нього боцСЦ - мСЦститься група найвищих у СонячнСЦй системСЦ вулканСЦв. З тСЦСФСЧ ж причини вСЦдбулись СЦ численнСЦ розломи кори. Водночас описанСЦ глобальнСЦ зСЦткнення вплинули на щСЦльнСЦсть марсСЦанськоСЧ атмосфери й загальний клСЦмат планети.

За розрахунками, до цСЦСФСЧ подСЦСЧ тиск атмосфери Марса мСЦг досягати 300 мбар, тодСЦ як тепер вСЦн не перевищуСФ 10 мбар у найглибших мСЦiях. У той час на МарсСЦ могли СЦснувати вСЦдкритСЦ водойми, навСЦть рСЦчки, що впадали у великСЦ моря, особливо в пСЦвнСЦчних низинних областях. Правда, "океан» теперСЦшньоСЧ пСЦвнСЦчноСЧ пСЦвкулСЦ мав розмСЦщуватися в районСЦ сучасного екватора. Це мало збСЦльшити екiентриситет марсСЦанськоСЧ орбСЦти. У результатСЦ такого радикального зсуву полярних СЦ екваторСЦальних зон Марс за вСЦдносно невеликий промСЦжок часу позбувся майже всСЦх запасСЦв води на поверхнСЦ, перетворившись на безводну пустелю. СвСЦдченням цього можуть бути релСЦктовСЦ залишки стародавнСЦх полярних шапок - темнСЦ областСЦ в екваторСЦальних широтах. ДеякСЦ з них, можливо, мСЦстять СЦ в нашСЦ днСЦ запаси льоду, прихованСЦ в надрах Марса. ПСЦсля зникнення рСЦдкоСЧ води з поверхнСЦ основним СЧСЧ джерелом стали полярнСЦ шапки. Якщо поклади льоду ще залишилися пСЦд поверхнею ЧервоноСЧ планети, то тепер СЧх треба шукати поблизу екватора.


2. МАРСРЖАНСЬКА ГРЖДРОЛОГРЖЯ


Марс, хоча й схожий тепер на пустелю, маСФ досить складний гСЦдрологСЦчний цикл. На знСЦмках з великоСЧ вСЦдстанСЦ видно пСЦвнСЦчну й пСЦвденну полярнСЦ шапки та глобальну систему хмар, яка оперСЦзуСФ тропСЦки планети, особливо, коли вона проходить афелСЦй. У середнСЦх широтах часом помСЦтнСЦ ще хвильнСЦ атмосфернСЦ структури, аналогСЦчнСЦ до тих, що СЧх породжують циклони й антициклони на ЗемлСЦ.

ЗгСЦдно з недавнСЦми кСЦлькСЦсними оцСЦнками, пСЦвнСЦчна полярна шапка мСЦстить приблизно 1.2 млн км3 льоду. Це близько половини крижаного купола ГренландСЦСЧ або 4% вСЦд запасСЦв води в антарктичному льодовику. АтмосфернСЦ запаси води на МарсСЦ дуже малСЦ. У такСЦй холоднСЦй атмосферСЦ, як марсСЦанська, де вдень температура рСЦдко досягаСФ 300 К, а вночСЦ стаСФ нижчою за 170 К, утримати помСЦтну кСЦлькСЦсть водяноСЧ пари неможливо. Якщо всю водяну пару, що мСЦститься в марсСЦанському повСЦтрСЦ, сконденсувати, то вийде плСЦвка завтовшки декСЦлька десяткСЦв мСЦкронСЦв. Ще один-два мСЦкрони сконденсованоСЧ води мСЦститься в хмарах. Здавалося б, за таких умов навСЦть розмови про гСЦдрологСЦю утрачають сенс, але насправдСЦ так званий кругообСЦг води цСЦлком можливий СЦ в такСЦй слабкСЦй атмосферСЦ, як марсСЦанська. Марс - це найближча до ЗемлСЦ за основними клСЦматичними параметрами планета СонячноСЧ системи. Саме на цьому природному полСЦгонСЦ можна вСЦдпрацьовувати клСЦматичну систему, подСЦбну до земноСЧ. РозСЦбратися в деталях марсСЦанського клСЦмату означаСФ глибше зрозумСЦти земний клСЦмат СЦ цим самим ще на крок просунутися в спробСЦ визначити неодмСЦннСЦ й достатнСЦ умови для розвитку бСЦосфери. Питання проте, куди подСЦлася марсСЦанська вода, виникало ще в докосмСЦчну епоху, коли потужнСЦсть водозапасСЦв пСЦвнСЦчноСЧ полярноСЧ шапки оцСЦнювали на основСЦ наземних СЦнфрачервоних спостережень. Адже якщо Марс формувався в умовах, близьких до умов формування СЦнших планет земноСЧ групи, з одного й того ж газово-пилового диску, то СЦ кСЦлькСЦсть летких речовин, утому числСЦ води, на МарсСЦ й СЦнших планетах земноСЧ групи маСФ бути приблизно однаковою. БСЦльше того, Марс як планета, близька за розмСЦщенням до планет-гСЦгантСЦв, мав би бути навСЦть дещо збагаченим леткими елементами проти ЗемлСЦ. Це пов'язано з тим, що зона початкового формування ЗемлСЦ була теплСЦша вСЦд марсСЦанськоСЧ зони. ТакСЦ ж мСЦркування приводять до висновку, що СЦ та частина гСЦдросфери, котра була привнесена пСЦд час ударСЦв кометних тСЦл на стадСЦСЧ СЦнтенсивного бомбардування, для Марса мала б бути принаймнСЦ такою ж потужною, як СЦ для ЗемлСЦ. ВСЦдомСЦ тепер механСЦзми втрати летких речовин (такСЦ, як вибуховий парниковий ефект, що, ймовСЦрно, привСЦв до практично повноСЧ втрати води Венерою) вимагають великих потокСЦв сонячного випромСЦнювання, а тому на МарсСЦ не могли реалСЦзуватися. Чому ж тодСЦ немаСФ марсСЦанських океанСЦв? Ще бСЦльше запитань виникло пСЦсля аналСЦзу зображень марсСЦанськоСЧ поверхнСЦ, здобутих КА "МарСЦнер-9», "ВСЦкСЦнг-1» СЦ "ВСЦкСЦнг-2» в 1970-х pp. РельСФф планети виявився помереженим каньйонами, що схожСЦ на висохлСЦ русла рСЦчок, а в "гирлах»" великих рСЦвнин були знайденСЦ структури осадового походження, аналогСЦчнСЦ шельфам та островам у дельтах рСЦчок (рис. 1).


Рис. 1

ТакСЦ фотознСЦмки не могли не породити гСЦпотезу, яку вперше висловив Дж. Поллак з колегами, що близько 3.5 млрд. рокСЦв тому на МарсСЦ було тепло й волого, планету оповивала щСЦльна атмосфера, текли рСЦчки та бушували океани [5]. Упродовж 1980-х СЦ 1990-х pp. гСЦпотеза "теплого вологого раннього Марса» була явно панСЦвною. Вона, проте, вимагала пояснення: а що ж вСЦдбулося згодом, яка клСЦматична катастрофа спСЦткала планету, перетворивши СЧСЧ на холодну, практично безводну й безповСЦтряну пустелю? ЦСЦкаве рСЦшення запропонував Р. Кан [4], пов'язавши процеси дисипацСЦСЧ води й вуглекислого газу як основноСЧ складовоСЧ атмосфери планети. Тепер атмосферний тиск на МарсСЦ близький до потрСЦйноСЧ точки води. Р. Кан припустив, що поки тиск перевищував цю величину, в атмосферСЦ дСЦяв один з вСЦдомих у геохСЦмСЦСЧ циклСЦв - карбонатно-силСЦкатний, тепер достатньо активний на ЗемлСЦ. ВСЦн полягаСФ в тому, що вуглекислий газ розчиняСФться в краплинах хмар, а потСЦм осСЦдаСФ, переноситься в грунт СЦ там бере участь у ланцюжковСЦ реакцСЦй, зумовлюючи врештСЦ-решт вСЦдкладення карбонатСЦв в осадових породах. У результатСЦ тектонСЦчних процесСЦв карбонати дрейфують до мантСЦСЧ, де за вСЦдносно невеликих температур (~900 К) розкладаються. Вуглекислий газ, що вивСЦльняСФться при цьому, з вулканСЦчними викидами потрапляСФ знову в атмосферу. ГСЦпотеза Р. Кана маСФ низку труднощСЦв. Зокрема, якщо карбонати накопичувалися протягом тривалого часу, то вони й тепер мають бути в марсСЦанських породах. Проте дистанцСЦйнСЦ спостереження не виявили карбонатСЦв на МарсСЦ.

Багато дослСЦдникСЦв указують, що марсСЦанськСЦ русла надто глибокСЦ та надто прямСЦ, щоб бути руслами рСЦчок у нашому звичному розумСЦннСЦ. Наприклад, глибина долини НСЦргал - приблизно 1 км. Хоч вона й маСФ нахил вСЦд витоку до гирла, рСЦвниннСЦ рСЦчки на ЗемлСЦ значно звивистСЦшСЦ, СЦ це за майже втричСЦ сильнСЦшу гравСЦтацСЦю. Решта долин за кСЦлькСЦсними характеристиками СЦстотно вСЦдрСЦзняСФться вСЦд земних рСЦчок. Але такСЦ русла СФ достатньо близькими до долин в земних льодовиках. Можливо, саме льодовики вСЦдповСЦдають за формування мережСЦ каньйонСЦв [3]. До того ж, знайдений у марсСЦанських породах гематит [2] свСЦдчить про гСЦдротермальну активнСЦсть, причому у вСЦдносно недавню СЦсторичну епоху. НаявнСЦсть такого мСЦнералу може вказувати нате, що у товщСЦ вСЦчноСЧ мерзлоти СФ умови для утворення досить великоСЧ (завтовшки 30-100 м СЦ дСЦаметром до 10 км) лСЦнзи рСЦдкоСЧ води, яку пСЦдСЦгрСЦваСФ локальна тектонСЦка. У деяких випадках лСЦнза може перегрСЦтися СЦ навСЦть закипСЦти. ТодСЦ витСЦснення води масою понад 1015 г на поверхню приведе до формування катастрофСЦчного селевого потоку, який створить глибокий каньйон. РЖстотним СФ те, що в такому разСЦ тектиме вже не рСЦдка вода, а сумСЦш грязСЦ, льоду й пари, причому тектиме лише епСЦзодично. НаскСЦльки таким механСЦзмом удасться пояснити реальний марсСЦанський рельСФф, можна буде судити тСЦльки на основСЦ докладних чисельних розрахункСЦв. Пошук води на МарсСЦ визнано одним з найважливСЦших завдань усСЦх марсСЦанських експедицСЦй. КрСЦм того, що виявлення водних джерел на поверхнСЦ Марса мало б величезне значення для астробСЦологСЦСЧ, здатнСЦсть ЧервоноСЧ планети пСЦдтримувати життя подала б неоцСЦненну пСЦдтримку тим ентузСЦастам, котрСЦ закликають уряди ЗемлСЦ всерйоз задуматися над космСЦчною експансСЦСФю. Якщо на МарсСЦ дСЦйсно СФ досяжнСЦ джерела води, то здСЦйснити такСЦ програми було б набагато простСЦше.

ВСЦдзначмо, що сучасна марсСЦанська гСЦдрологСЦя - це не тСЦльки палеоклСЦмат СЦ вСЦчна мерзлота. Адже сучасний марсСЦанський гСЦдрологСЦчний цикл охоплюСФ близько 1011 кг водяноСЧ пари в атмосферСЦ, а також хмари, якСЦ добре помСЦтно як свСЦтлий туман на зображеннях, отримуваних телескопом СЦм. Габбла. До того ж це сезоннСЦ полярнСЦ шапки й нСЦчнСЦ тумани, що залишають на поверхнСЦ планети мСЦкроскопСЦчний шар СЦнею. РЖ нарештСЦ - це "дихання» реголСЦту та глинистого фунту, роздробленого метеоритами впродовж мСЦльярдСЦв рокСЦв. Хоч об'СФм атмосферних запасСЦв води вСЦдносно невеликий, саме атмосфернСЦ процеси вСЦдСЦграють визначальну роль у пСЦдтримцСЦ сучасного стану поверхневих резервуарСЦв марсСЦанськоСЧ води. ДослСЦдження показали, що в пСЦвнСЦчнСЦй пСЦвкулСЦ води майже на порядок бСЦльше, нСЦж у пСЦвденнСЦй. Яка причина такоСЧ асиметрСЦСЧ СЦ чи маСФ це який-небудь зв'язок СЦз клСЦматичними катастрофами минулого? РД два погляди на можливСЦ причини мСЦжпСЦвкульноСЧ асиметрСЦСЧ поверхневих запасСЦв марсСЦанськоСЧ води.

По-перше, геологСЦчнСЦ "астивостСЦ пСЦвнСЦчноСЧ та пСЦвденноСЧ пСЦвкуль теж помСЦтно рСЦзняться. Поверхня пСЦвнСЦчноСЧ пСЦвкулСЦ залягаСФ в середньому на 3-4 км нижче вСЦд пСЦвденноСЧ, де тСЦльки на днСЦ найглибшоСЧ западини - Еллади - гравСЦтацСЦйний потенцСЦал приблизно такий, як на пСЦвнСЦчному полюсСЦ. КрСЦм того, пСЦвнСЦчна пСЦвкуля свСЦтлСЦша, оскСЦльки там СФ бСЦльше осадових глинистих порСЦд, що надають Марсу характерний червонуватий вСЦдтСЦнок, СЦ менше давнСЦх базальтСЦв. Глини, як вСЦдомо, здатнСЦ абсорбувати велику кСЦлькСЦсть води. Якщо глобальне перемСЦщення води в атмосферСЦ вСЦдСЦграСФ невелику роль у порСЦвняннСЦ з локальним обмСЦном, то нерСЦвномСЦрний СЧСЧ розподСЦл мСЦж пСЦвкулями можна було б пояснити просто рСЦзною здатнСЦстю порСЦд, якСЦ утворюють поверхню планети, пСЦдтримувати над нею певну кСЦлькСЦсть пари. У цьому разСЦ можна було б чекати, що такий несиметричний розподСЦл води дуже давнСЦй, принаймнСЦ не молодший за бСЦльшСЦсть сучасних осадових порСЦд, тобто йому близько мСЦльярда рокСЦв.

ЗгСЦдно з СЦншою гСЦпотезою, яку висловили КленсСЦ й колеги [1], причиною асиметрСЦСЧ поверхневих запасСЦв води СФ асиметрСЦя змСЦни сезонСЦв удвох пСЦвкулях, викликана помСЦтним екiентриситетом (е= 0.09) орбСЦти Марса. За таких умов модуляцСЦя сонячного потоку мСЦж афелСЦСФм (точкою максимального вСЦддалення вСЦд Сонця) СЦ протилежною точкою - перигелСЦСФм - досягаСФ 40%. Тому тепер лСЦто в пСЦвнСЦчнСЦй пСЦвкулСЦ довше й холоднСЦше, нСЦж у пСЦвденнСЦй. Нижча, нСЦж в перигелСЦСЧ, температура зумовлюСФ конденсацСЦю водяноСЧ пари в атмосферСЦ на вСЦдносно невеликих висотах (менших за 10 км), тобто там, де домСЦнують направленСЦ до екватора повСЦтрянСЦ потоки глобального конвективного переносу. На ЗемлСЦ такий перенос СЦснуСФ тСЦльки в тропСЦчних широтах СЦ СФ причиною пасатних вСЦтрСЦв. Вище рСЦвня конденсацСЦСЧ вода не проникаСФ через швидке гравСЦтацСЦйне осСЦдання мСЦкронних кристалСЦв конденсату. Цей ефект приводить, зокрема, до утворення в афелСЦСЧ тропСЦчного хмарного поясу, який замикаСФ випаровувань полярною шапкою воду в пСЦвнСЦчнСЦй пСЦвкулСЦ. Водночас у перигелСЦСЧ (у набагато теплСЦший перСЦод часу) хмари слабко впливають на перенос мСЦж пСЦвкулями, СЦ вода, що сублСЦмуСФ з пСЦвденноСЧ полярноСЧ шапки, перемСЦшуСФться бСЦльш рСЦвномСЦрно. За геологСЦчно короткий час такий сезонний "насос» цСЦлком мСЦг перекачати воду до тоСЧ пСЦвкулСЦ, лСЦто в якСЦй припадаСФ на проходження планетою афелСЦя орбСЦти.

Ураховуючи, що нахил осСЦ обертання планети мСЦг багато разСЦв змСЦнюватися в циклах МСЦланковича з перСЦодом приблизно 105 рокСЦв, можна вважати, що описана вище асиметрСЦя вСЦдносно молода СЦ, можливо, ще змСЦнюСФ знак. Непрямою ознакою змСЦни пСЦвкуль у глобальному водному циклСЦ служать концентричнСЦ шаруватСЦ вСЦдкладення полярних шапок.

Вельми ймовСЦрно, що впродовж марсСЦанськоСЧ СЦсторСЦСЧ полярнСЦ шапки багато разСЦв мСЦнялися мСЦiями. Фактично, питання про вСЦдносний внесок обох механСЦзмСЦв у формування асиметричного розподСЦлу води - це питання про вСЦдносну роль локального обмСЦну й глобального переносу. Однак деякСЦ дослСЦдники погоджуються з другою гСЦпотезою, причому вважають, що СЦнтенсивний локальний обмСЦн СФ неодмСЦнною умовою стабСЦлСЦзацСЦСЧ глобального циклу, вСЦдСЦграючи роль дисипативого чинника. Якби марсСЦанський реголСЦт не "дихав», то сезонна мСЦграцСЦя води до екватора була б неможливою, оскСЦльки воду вмить би захоплювали "холоднСЦ пастки» на межСЦ полярноСЧ шапки.

У 2005 p. американськСЦ вченСЦ повСЦдомили, що розгадали ще одну марсСЦанську загадку, з'ясувавши, чому саме пСЦвденна полярна шапка Марса змСЦщена вСЦдносно його географСЦчного пСЦвденного полюса. Ця загадка турбувала дослСЦдникСЦв ще з часСЦв перших телескопСЦчних спостережень ЧервоноСЧ планети. Щоб виявити механСЦзми, якСЦ впливають на положення пСЦвденноСЧ полярноСЧ крижаноСЧ шапки, ученСЦ використали зображення, отриманСЦ з орбСЦтального апарата "Марс глобал сурвеСФр» СЦ комп'ютернСЦ моделСЦ клСЦмату. АналСЦз цСЦСФСЧ СЦнформацСЦСЧ показав, що наявне змСЦщення СФ результатом дСЦСЧ двох марсСЦанських регСЦональних клСЦматичних зон, якСЦ розташовуються по обидва боки пСЦвденного полюса. Першопричиною появи двох таких рСЦзних клСЦматичних зон уважають наявнСЦсть двох величезних кратерСЦв у пСЦвденнСЦй пСЦвкулСЦ Марса. Ландшафти цих кратерСЦв породжують вСЦтри, якСЦ створюють область низького тиску бСЦля полярноСЧ шапки в захСЦднСЦй пСЦвкулСЦ. Таким чином, саме кратери пСЦдтримують СЦснування зони низького тиску, яка домСЦнуСФ в районСЦ пСЦвденноСЧ полярноСЧ крижаноСЧ шапки СЦ зберСЦгаСФ СЧСЧ в такому станСЦ. Так, у захСЦднСЦй пСЦвкулСЦ областСЦ низького тиску породжують прохолодну, змСЦнну погоду й опади - снСЦг, котрий можна бачити як дуже яскраву зону на поверхнСЦ крижаноСЧ шапки. А в схСЦднСЦй пСЦвкулСЦ часто виникають умови для утворення своСФрСЦдноСЧ вСЦдлиги через теплСЦшу погоду та вСЦдносну яснСЦсть. Саме це СЦ СФ причиною схСЦдно-захСЦдноСЧ асиметрСЦСЧ форми пСЦвденноСЧ полярноСЧ шапки Марса (рис. 2).


Рис. 2


3. ЗАМЕРЗЛА ВОДА НА МАРСРЖ


Сучасна величина тиску марсСЦанського повСЦтря, який становить 0.006 тиску земноСЧ атмосфери, дещо менша вСЦд потрСЦйноСЧ точки води. Це означаСФ, що тепер на МарсСЦ не можуть СЦснувати вСЦдкритСЦ водоймища, а вода на планетСЦ мСЦститься або як вСЦчна мерзлота в товщСЦ ТСрунту, або як вСЦдкритСЦ льоди та снСЦг, а також у дуже невеликСЦй кСЦлькостСЦ - в атмосферСЦ у газоподСЦбному станСЦ. Водоймище, якби воно СЦснувало, неминуче б замерзло СЦ випарувалося би пСЦд впливом сонячного випромСЦнювання. Однак таких замерзлих водоймищ на МарсСЦ немаСФ, а СФдиний вСЦдомий великий резервуар водяного льоду - це пСЦвнСЦчна полярна шапка (рис. 3). Зазначмо, що пСЦвденна полярна шапка складаСФться головним чином СЦз замерзлоСЧ вуглекислоти.


Рис. 3


Наукова СЦнформацСЦя, передана з КА "2001 Марс-одСЦссея», свСЦдчить про наявнСЦсть на ЧервонСЦй планетСЦ великоСЧ кСЦлькостСЦ водяного льоду. На знСЦмках Марса можна розгледСЦти контури каналСЦв, заплав, навСЦть цСЦлий океанський басейн у пСЦвнСЦчнСЦй пСЦвкулСЦ. РСЦчковСЦ русла на МарсСЦ виявлено ще в 70-х pp. минулого столСЦття. УченСЦ припускали, що в перСЦоди пСЦсля катастроф Марс змСЦнювався СЦ протягом кСЦлькох десятилСЦть (щонайбСЦльше столСЦть) клСЦмат ставав усе теплСЦшим СЦ вологСЦшим; потСЦм холод знову повертався - СЦ так до наступного катаклСЦзму. Доводом на користь катастрофСЦчного походження наявного рельСФфу СФ те, що виявленСЦ рСЦчковСЦ долини практично не мають анСЦнайменших ознак приток, якСЦ впадають в головне русло. Це свСЦдчить про те, що рСЦчки не були такими розгалуженими, як земнСЦ. Марс пСЦсля кожноСЧ катастрофи неминуче знову охолоджувався, так що вода замерзала. Таким чином, зима на МарсСЦ була майже нескСЦнченна, СЧСЧ порушували тСЦльки короткочаснСЦ перСЦоди, коли йшли гарячСЦ дощСЦ та мали мСЦiе великСЦ повенСЦ. РЖ хоча Марс, можливо, не мав умов, сприятливих для виникнення бСЦлкових форм життя, проте вСЦн зможе надати своСЧм майбутнСЦм колонСЦстам цСЦлком достатнСЦ запаси води, якСЦ збереглися у формСЦ льоду. МарсСЦанський лСЦд був знайдений у пСЦвнСЦчнСЦй крижанСЦй шапцСЦ, а пСЦзнСЦше - СЦ пСЦд поверхневим шаром у пСЦвденнСЦй пСЦвкулСЦ. ТодСЦ група фахСЦвцСЦв з американського унСЦверситету в АризонСЦ представила перше свСЦдчення про наявнСЦсть водяного льоду бСЦля марсСЦанського пСЦвденного полюса, використовуючи СЦнформацСЦю, здобуту СЦнфрачервоною камерою на борту КА "2001 Марс-одСЦссея». ТСЦ науковСЦ данСЦ дали аргументи на користь теорСЦСЧ, згСЦдно з якою "сухий лСЦд» лише зверху покриваСФ поклади водяного льоду. При цьому в пСЦвденнСЦй пСЦвкулСЦ вуглекислий шар маСФ бути досить тонким: запаси замерзлоСЧ води вдалося виявити безпосередньо пСЦд шаром пилу завтовшки 2-7 мм. КрСЦм того, з допомогою гама-спектрометра знайшли велику кСЦлькСЦсть водню пСЦд поверхнею Марса в пСЦвденнСЦй пСЦвкулСЦ СЦ на великих вСЦдстанях вСЦд полярноСЧ шапки. Цей водень, скорСЦш за все, входить до складу водяного льоду, а виявленСЦ запаси води можуть бути всього лише "вершиною айсберга».

ДокладнСЦ знСЦмки поверхнСЦ Марса, якСЦ отримала орбСЦтальна станцСЦя "2001 Марс-одСЦссея», дали змогу виявити вСЦдразу декСЦлька "живих» льодовикСЦв у середнСЦх широтах, далеко за межами крижаних полярних шапок ЧервоноСЧ планети. На наведених нижче знСЦмках (рис. 4) можна вСЦдмСЦтити досить цСЦкаву обставину: лСЦнСЦСЧ уступСЦв у долинах марсСЦанських льодовикСЦв виглядають, на вСЦдмСЦну вСЦд таких утворень на ЗемлСЦ, практично не пошкодженими СЦ не розмитими. УченСЦ пояснюють це тим, що на МарсСЦ льодовики в основному не танули, як на ЗемлСЦ, а вСЦдразу ж перетворювалися в пару (сублСЦмували) через дуже розрСЦджену марсСЦанську атмосферу.

Рис. 4


На основСЦ результатСЦв дистанцСЦйного зондування Марса вченСЦ РДвропейського космСЦчного агентства (РДКА) дСЦйшли висновку, що запаси води на ЧервонСЦй планетСЦ, як СЦ ранСЦше, надзвичайно великСЦ. РЖмовСЦрно, вона зберСЦгаСФться у великих пСЦдземних резервуарах. Адже аналСЦз ерозСЦйних процесСЦв на поверхнСЦ Марса даСФ змогу припустити, що океан завглибшки в середньому 600 м мСЦг покривати всю планету, а марсСЦанська атмосфера все ж мСЦстила достатньо двоокису вуглецю, щоб пСЦдняти середню температуру на планетСЦ вище за 0В° С. Нова спостережна СЦнформацСЦя показуСФ, що такий марсСЦанський океан упродовж усСЦСФСЧ геологСЦчноСЧ СЦсторСЦСЧ планети мав би втратити тСЦльки декСЦлька сантиметрСЦв.

НаведенСЦ на рис. 5 зображення пСЦвнСЦчноСЧ полярноСЧ шапки Марса вперше показують шари водяного льоду й пилу в перспективному уявленнСЦ. Тут можна виявити майже двокСЦлометровСЦ кручСЦ, а також темнуватий матерСЦал у структурах, схожих на земнСЦ кальдери - казаноподСЦбнСЦ западини з крутими схилами й рСЦвним дном, що утворилися внаслСЦдок провалу вершини вулкана, а СЦнодСЦ - СЦ прилеглоСЧ до нього мСЦiевостСЦ. ПросторСЦ областСЦ, покритСЦ дюнами, можуть складатися з вулканСЦчноСЧ золи. Поблизу марсСЦанського пСЦвнСЦчного полюса "Марс-експрес» виявив цСЦлСЦ поля вулканСЦчних конусСЦв, причому деякСЦ з них досягають висоти 600 м. ЦСЦлком СЦмовСЦрно, що СЧх можна вважати свСЦдченням зовсСЦм недавньоСЧ вулканСЦчноСЧ дСЦяльностСЦ на МарсСЦ. Разом з тим питання про сучасну вулканСЦчну дСЦяльнСЦсть на ЧервонСЦй планетСЦ все ще залишаСФться вСЦдкритим.


Рис. 5


Одна з найбСЦльших систем каналСЦв на МарсСЦ - долина Касея. Вона мСЦстить багато доказСЦв льодовиковоСЧ та рСЦчковоСЧ активностСЦ, що супроводжувала велику частину геологСЦчноСЧ СЦсторСЦСЧ планети. ВимоСЧни на днСЦ названоСЧ долини (СЧСЧ координати - приблизно 29 пСЦвнСЦчноСЧ широти, 300В° схСЦдноСЧ довготи) були зафСЦксованСЦ з висоти 272 км. СлСЦди розмивання в долинСЦ найСЦмовСЦрнСЦше виникли пСЦд впливом льодовиковоСЧ, а не водноСЧ ерозСЦСЧ. Льодовик, що створив цю долину, живився водами каньйона Ехуса (рис. 9), яку знизу пСЦдСЦгрСЦвали вулкани. Ця вулканСЦчна активнСЦсть СЦ зумовила появу великих потокСЦв талоСЧ води зовсСЦм недавно з геологСЦчного погляду - 20 млн. рокСЦв тому. Перспективне зображення каньйона Ехуса свСЦдчить про те, що на поверхнСЦ Марса рСЦдка вода була ще мСЦльярди рокСЦв тому. ПСЦзнСЦше, коли планета остигла, озера замерзли й сформували льодовики, якСЦ своСЧми потоками "порСЦзали» долину Касея. Одним з доказСЦв такоСЧ теорСЦСЧ СФ те, що дно "каналСЦв» мСЦститься нижче вСЦд гСЦпотетичного рСЦвня марсСЦанського океану. Це неможливо для води, але здСЦйснено для льоду.

Донедавна прямих доказСЦв наявностСЦ води на МарсСЦ виявити не вдавалося. РЖ тСЦльки "СЦтку 2000 р. мСЦжпланетна станцСЦя "Марс глобал сурвеСФр» виявила на поверхнСЦ планети структури, якСЦ могли виникнути тСЦльки пСЦд впливом потужних потокСЦв води. А на початку осенСЦ того ж року на переданих з Марса фотознСЦмках гСЦрських масивСЦв планети було зафСЦксоване величезне крижане озеро, пСЦд льодом якого може бути й вода. Цей висновок дав змогу зробити припущення, що вСЦк вимоСЧн на крутих схилах марсСЦанських гСЦр мСЦг бути всього один-два роки. А 2003 р. на МарсСЦ вперше виявлено карбонати - солСЦ вугСЦльноСЧ кислоти. ЦСЦ сполуки входять до складу восьми десяткСЦв земних мСЦнералСЦв, якСЦ становлять близько 2% маси кори нашоСЧ планети, а утворюються вони (карбонати) лише за наявностСЦ води й вуглекислого газу. Таким чином, це вСЦдкриття пСЦдкрСЦпило гСЦпотезу, згСЦдно з якою в далекому минулому на МарсСЦ були великСЦ запаси води.

Через чотири днСЦ пСЦсля того, як марсохСЦд "ОпортьюнСЦтСЦ» знайшов на МарсСЦ свСЦдчення про наявнСЦсть вологого середовища в каменСЦ, який ученСЦ назвали "КапСЦтан» (ВлEl Capitan») (виявлено велику концентрацСЦю сСЦрки в солях магнСЦю та залСЦза й СЦнших сульфатах), його "колега» - марсохСЦд "СпСЦрСЦт» також досяг головноСЧ мети експедицСЦСЧ, виявивши слСЦди дСЦСЧ води в каменСЦ, який згодом дСЦстав назву "ХемфрСЦ» (ВлHumphrey»). Проникши з допомогою свердла всередину каменя, "СпСЦрСЦт» установив, що в ньому СФ порожнечСЦ, якСЦ утворилися внаслСЦдок дСЦСЧ води. КрСЦм того, марсохСЦд знайшов у цих порожнечах вСЦдкладення мСЦнералСЦв, якСЦ можуть утворюватися тСЦльки за наявностСЦ води. УсСЦ цСЦ знахСЦдки дали змогу вченим оголосити про те, що мСЦсСЦСЧ "ОпортьюнСЦтСЦ» та "СпСЦрСЦт» СФ успСЦшними.

Здавалося, що дослСЦдники вже практично впевнилися - вода з Марса або зовсСЦм випарувалася, або пСЦшла пСЦд землю, СЦ, можливо, вСЦдбулося це мСЦльйони рокСЦв тому, а може, й мСЦльярди. Та пСЦсля липня 2005 р. вченим знову довелося переглянути своСЧ висновки. Саме тодСЦ фахСЦвцСЦ з РДКА повСЦдомили, що на МарсСЦ виявлено замерзлу воду на вСЦдкритСЦй поверхнСЦ планети (рис. 6). На фотознСЦмку, зробленому з борту КА "Марс-експрес», у високих пСЦвнСЦчних широтах планети був зареСФстрований кратер з покладами льоду на днСЦ. Температура й тиск у тому районСЦ такСЦ, що там не може бути твердого двоокису вуглецю - так званого сухого люду.

Рис. 6


Крижаний диск, добре видимий СЦ досить чистий, лежить на днСЦ кратера (дСЦаметр його 35 км, глибина - близько 2 км), розташованого на рСЦвнинСЦ ВастСЦтас (Vastitas Borealis). На знСЦмках виявлено також слабкСЦ слСЦди льоду (СЦнСЦй) на краю кратера та на його стСЦнках. ДослСЦдження того ж 2005 р. верхнСЦх шарСЦв ЧервоноСЧ планети з допомогою радара "МАРСРЖС» (MARSIS - Mars Advanced Radar for Subsurface and Ionospheric Sounding) на глибинах до кСЦлькох тисяч метрСЦв виявили, що пСЦд поверхнею Марса СФ велика кСЦлькСЦсть води в замороженому станСЦ. НайбСЦльшСЦ скупчення льоду зафСЦксовано в полярних областях СЦ в пСЦдземному кратерСЦ, розмСЦщеному в середнСЦх пСЦвнСЦчних широтах у районСЦ Хриса (Chryse Planitia). НаявнСЦсть водяного льоду в грунтСЦ поблизу екватора можна пояснити дуже низькою теплопровСЦднСЦстю фунту, коли добове прогрСЦвання досягаСФ невеликоСЧ глибини.

ФахСЦвцСЦ вважають, що неглибоко пСЦд тонким шаром пилу СФ велике замерзле море площею 800x900 км (рис. 7). РЖмовСЦрно, що воно близько 5 млн рокСЦв тому замерзло, а лСЦд покрили пСЦзнСЦшСЦ вСЦдкладення.

Рис. 7


4. ПОТОКИ ВОДИ НА МАРСРЖ


На основСЦ вивчення знСЦмкСЦв ученСЦ встановили зв'язок мСЦж вулканСЦчною активнСЦстю та потоками води на МарсСЦ. У результатСЦ вулканСЦчноСЧ дСЦяльностСЦ лСЦд пСЦд поверхнею планети може танути, а вода просочуватиметься назовнСЦ. ДеякСЦ з цих потокСЦв мають досить молодий за геологСЦчними мСЦрками вСЦк. Наприклад, бСЦля пСЦднСЦжжя вулкана ОлСЦмп камери з орбСЦтальних космСЦчних апаратСЦв виявили слСЦди потокСЦв, якСЦ були там приблизно 30 млн. рокСЦв тому.

Багато фотографСЦй ученСЦ отримали завдяки зонду НАСА "Марс глобал сурвеСФр» у 1999 та 2001 pp. Повторне повномасштабне знСЦмання зробили 2004 р. та 2005 р. АналСЦз наукових даних дав змогу виявити змСЦни, якСЦ могли б вСЦдбутися лише за участСЦ води. Так, у вимоСЧнах були виявленСЦ яскраво забарвленСЦ вСЦдкладення, яких не було на ранСЦше зроблених знСЦмках. ЦСЦ вСЦдкладення - можливо, грязь, сСЦль або СЦнСЦй - залишилися вСЦд потокСЦв води. Ми тепер розумСЦСФмо, що Марс геологСЦчно активнСЦший, нСЦж ученСЦ вважали ранСЦше, СЦ що ця активнСЦсть зосереджена в середнСЦх широтах.

РЖ, нарештСЦ, недавно були знайденСЦ структури (не старшСЦ вСЦд кСЦлькох десяткСЦв рокСЦв чи навСЦть декСЦлькох рокСЦв), схожСЦ на слСЦди рСЦдкоСЧ води, що просочуСФться з-пСЦд кори вСЦчноСЧ мерзлоти. Характерно, що всСЦ такСЦ "джерела» виявлено на пСЦвнСЦчних схилах глибоких каньйонСЦв у пСЦвнСЦчнСЦй пСЦвкулСЦ та на пСЦвденних схилах у пСЦвденнСЦй пСЦвкулСЦ, де атмосферний тиск хоч СЦ ненадовго, але даСФ змогу зберегти воду вСЦд моментального холодного закипання. Тобто на фотографСЦях, зроблених рСЦзними КА, виявилося, що поверхня ЧервоноСЧ планети СЦ тепер активно перетворюСФться СЦ показуСФ явнСЦ свСЦдчення водноСЧ ерозСЦСЧ. Причому, за багатьма ознаками, вода була тут зовсСЦм недавно, а можливо, СЦ донинСЦ продовжуСФ геологСЦчну дСЦяльнСЦсть. Це означаСФ, що вслСЦд за вСЦдкриттям наявностСЦ води на МарсСЦ у твердСЦй фазСЦ стаСФ дуже вСЦрогСЦдним припущення про СЧСЧ наявнСЦсть СЦ в рСЦдкСЦй фазСЦ. Зображення на знСЦмках (рис. 8), зроблених 2005 р. зондом "Марс реконайсенс орбСЦтер» у кратерСЦ в областСЦ ЗемлСЦ Сирен (Terra Serenum), дуже схожСЦ на слСЦди рСЦдини, яка тече. На знСЦмку того ж кратера, зробленому СЦншим штучним супутником Марса шСЦсть рокСЦв тому, такого потоку не було. СкорСЦш за все, це означаСФ, що по поверхнСЦ Марса пСЦсля 1999 р. протСЦкала рСЦдина.


Рис. 8

Саме пСЦсля аналСЦзу повторних (на СЦнтервалСЦ декСЦлькох рокСЦв) знСЦмкСЦв одних СЦ тих же дСЦлянок марсСЦанськоСЧ поверхнСЦ були отриманСЦ найнадСЦйнСЦшСЦ свСЦдчення того, що вода все ще СЦнодСЦ тече поверхнею Марса принаймнСЦ по двох територСЦях поверхнСЦ. На отриманих у 2004-2005 pp. фотографСЦях з КА "Марс глобал сурвеСФр» мСЦстяться яскравСЦ смуги з "гСЦллястими» закСЦнченнями, характерними для так званих алювСЦальних потокСЦв, яких ще не було на отриманих 1999 р. та 2001 р. зображеннях тих же мСЦiь. Адже така форма вСЦдкладень повнСЦстю вСЦдповСЦдаСФ перенесенню матерСЦалу проточною водою.

ДослСЦдники вважають, що ця вода просочилася з трСЦщин, якСЦ виникли, наприклад, пСЦсля падСЦння метеорита, котрий колись пробив один з численних "пСЦдземних резервуарСЦв» рСЦдкоСЧ води. ЗгСЦдно з оцСЦнками фахСЦвцСЦв, кСЦлькСЦсть води, що витекла та встигла пройти сотнСЦ метрСЦв, була еквСЦвалентна приблизно вмСЦсту п'яти-десяти плавальних басейнСЦв. Показаний на рисунку схил розташований у пСЦвденнСЦй пСЦвкулСЦ Марса - приблизно на 37В° широти, де деннСЦ температури "СЦтку можуть СЦнколи перевищувати 0В° С. Тому наявнСЦсть там води в рСЦдкому станСЦ цСЦлком можлива. КрСЦм пошуку змСЦн на схилах ученСЦ також оцСЦнили СЦнтенсивнСЦсть, з якою на поверхнСЦ Марса з'являються новСЦ кратери ударного походження. Так, 98% марсСЦанськоСЧ поверхнСЦ вСЦдзнято у 1999 р. СЦ приблизно 30% поверхнСЦ планети сфотографовано ще раз 2006 р. ПовторнСЦ зображення показали 20 нових кратерСЦв (рис. 9) дСЦаметром вСЦд 2 до 148 м. ЦСЦ данСЦ особливо важливСЦ для впевненого визначення вСЦку рСЦзних утворень на поверхнСЦ Марса.

Була висунута гСЦпотеза, що показанСЦ на рис. 9 жолоби сформованСЦ потоками води з каменями й пСЦском - чимось на зразок селСЦв. Багато з цих виносСЦв мають жолоби, якСЦ свСЦдчать, що по них текла рСЦдина, СЦмовСЦрно, вода.

Рис. 9


ПотрСЦбнСЦ були сотнСЦ епСЦзодСЦв сходження селСЦв для того, щоб утворити показану на знСЦмках картину. Кожен такий прорив води у верхнСЦй частинСЦ схилу веде до процесСЦв, пСЦд час яких конкурують випаровування (кипСЦння), замерзання та сила тяжСЦння. РЖндивСЦдуальнСЦ виноси, зображенСЦ на цих знСЦмках, були використанСЦ для приблизноСЧ оцСЦнки мСЦнСЦмальноСЧ кСЦлькостСЦ води, потрСЦбноСЧ для утворення СЧх. Це було зроблене за умови, що потоки подСЦбнСЦ до земних селСЦв, у яких вода становить 10-30%. Для оцСЦнювання об'СФму виносу взяли приблизну величину СЧхньоСЧ товщСЦ - 2 м. За таких умов мСЦнСЦмальна кСЦлькСЦсть потрСЦбноСЧ води близька до 2.5 млн. лСЦтрСЦв.

На знСЦмках 2008 р. з КА "Марс реконайсенс орбСЦтер» зареСФстровано в кратерСЦ Вернал (Vernal) в областСЦ ЗемлСЦ АрабСЦСЧ (Arabia Terra) горби, схожСЦ на джерела. Вони цСЦлком можуть бути давнСЦми гСЦдротермальними джерелами, якщо взяти до уваги СЧхню невелику висоту й елСЦптичну форму. На ЗемлСЦ вражаюче схожими на них об'СФктами СФ гарячСЦ джерела в АвстралСЦСЧ.

Таким чином, отриманСЦ останнСЦм часом спостережнСЦ данСЦ показують, що й сьогоднСЦ Марс СФ геологСЦчно активним небесним тСЦлом. Вода на цСЦй планетСЦ суттСФво впливаСФ на формування рельСФфу СЧСЧ поверхнСЦ. РЖ запаси води мають бути досить великими.

ЛСЦтература


  1. 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.
  2. Goldspiel J.M., Squyres S.W. Groundwater sapping and valley formation on Mars // Icarus.- 2000. - 148.- P. 176-192.
  3. Hoffman N. White Mars: a new model for Mars' surface and atmosphere based on C02 // Icarus. - 2000. - 146.- P. 326-342.
  4. Kahn R. The evolution of C02 on Mars // Icarus.- 1985.- 62.- P. 175-190.
  5. 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: Назад 1 Вперед