Вода на Марсi

МРЖНРЖСТЕРСТВО ОСВРЖТИ ТА НАУКИ УКРАРЗНИ

НАЦРЖОНАЛЬНИЙ УНРЖВЕРСИТЕТ iм. Шевченка

Фiзичний факультет, кафедра астрономii

ДИПЛОМНА РОБОТА З ТЕМИ:

Вода на Марсi

Виконала: студентка V курсу

Група 105 ФА

Туполець Оксана

Киiв 2010

Вступ

Марс - четверта планета Сонячноi системи; вiн мiститься в пiвтора рази далi вiд центрального свiтила, нiж Земля. Така вiддаленiсть i однiiю з причин того, що температура на поверхнi Марса коливаiться (залежно вiд широти та часу доби) в межах вiд -100 В°С до +27. Марсiанський рiк триваi 687 земних дiб, доба практично дорiвнюi земнiй. Дiаметр Марса удвiчi менший за дiаметр нашоi планети. Сила тяжiння на марсiанськiй поверхнi становить 0,4 земноi. Планету покрито пiсками червонуватого вiдтiнку, за що вона й дiстала назву Червоноi. Незважаючи на те, що марсiанська атмосфера у 100 разiв розрiдженiша вiд нашоi, на Марсi бушують сильнi пиловi бурi, якi часом стають глобальними. Рельiф Червоноi планети - це рiвнини, метеоритнi й вулканiчнi кратери, гори. Найвища гора зветься Олiмп; ii висота сягаi 27 км. На Марсi i також велетенський розлом завдовжки близько 4 000 км i двi полярнi шапки. Хiмiчний склад атмосфери такий: вуглекислий газ - близько 95%, невелика кiлькiсть азоту (близько 3%), аргону (приблизно 1,5%), кисню (0.15%). Концентрацiя водяноi пари невелика, i вона суттiво змiнюiться залежно вiд сезону.

Однак i всi пiдстави вважати, що води на Марсi немало. На таку думку наводять системи долин протяжнiстю в сотнi кiлометрiв, дуже схожi на висохлi русла земних рiчок, причому перепади висот вiдповiдають напряму течiй. Деякi особливостi рельiфу явно подiбнi до вигладжених льодовиками дiлянок. Оскiльки цi форми добре збереглися (не встигли нi зруйнуватися, нi покритися дальшими нашаруваннями), то вони мають вiдносно недавнi походження - у межах останнього мiльярда рокiв. Давно були висловленi припущення, що вода на Червонiй планетi iснуi й тепер, але як мерзлота. Це зумовлено тим, що на Марсi за дуже низьких температур будь-яка вiдкрита водна поверхня швидкоi береться кригою, яку через короткий час засиплють пил i пiсок. Вельми ймовiрно, що внаслiдок низькоi теплопровiдностi льоду пiд його товщею мiсцями може залишатись i рiдка вода.

Повiдомлення про воду на Марсi з'являються в украй суперечливих iнтерпретацiях. Однi агентства оголошують, що Влвиявлено декiлька водних басейнiвВ», другi - що знайдено лише Влознаки води в пористих, скельних породах, котрi залягають на глибинi декiлькох сотень метрiв пiд поверхнеюВ», третi - що Влвперше вдалося виявити слiди наявностi води i в нашi днi на поверхнiВ». РЖ все ж на деяких фотографiях Марса, зроблених рiзними космiчними апаратами, видно, що поверхня планети i тепер активно перетворюiться. Так, на схилах великих каньйонiв; i метеоритних кратерiв чiтко видно яри та вимоiни, бiля пiднiжжя яких i характернi конуси, що зазвичай з'являються в результатi розмиву пiщаних порiд. Як i на Землi, для геологiв усе це служить явним свiдченням водноi ерозii, причому, за багатьма ознаками, вода була там зовсiм недавно, а можливо, i донинi продовжуi свою геологiчну дiю.

У 1877 р. iталiйський астроном Джованнi Скiапареллi (1835-1910), спостерiгаючи Марс у телескоп, виявив, що його поверхню нiби розкреслено прямими темними лiнiями, якi вчений назвав каналами. Довгий час уважали, що iх створили розумнi iстоти. Згодом, коли з'явилися потужнiшi телескопи, астрономи з'ясували, що нiяких каналiв немаi, а i лише гiрськi хребти, розломи й iншi природнi деталi рельiфу, котрi здалеку спостерiгач сприймаi як прямi лiнii. Таким чином, канали виявилися оптичним обманом, а разом iз цим зазнала невдачi перша спроба знайти життя на Марсi. Проте пiзнiше на Червонiй планетi були виявленi об'iкти, дуже схожi на висохлi русла рiчок. За однiiю з гiпотези мiльйони рокiв тому атмосфера на Марсi мала iнший склад, була щiльнiшою й теплiшою, а по планетi, можливо, текли рiчки. Отже, там могло iснувати i життя (принаймнi, у формi бактерiй), яке пiсля настання марсiанського Влльодовикового перiодуВ» сховалося вiд холоду, вiтрiв та ультрафiолетового випромiнювання пiд поверхню. У всякому разi, деяке земнi мiкроорганiзми змогли б вижити навiть за таких суворих умов.

У 1976 р. американськi вченi спробували вiдповiсти на питання щодо iснування життя на Марсi, для чого здiйснили ретельно продуманi ну серiю експериментiв на поверхнi Червоноi планети. Цi дослiди виконували прилади, розмiщенi на спускних апаратах двох космiчних зондiв ВлВiкiнгВ», що були запущенi 20 серпня та 9 вересня 1975 р. Зонд ВлВiкiнг-1 пiсля 10 мiсяцiв польоту вийшов на орбiту навколо Марса i ще через мiсяць, 20 липня 1976 р., висадився на марсiанську поверхню в областiВ» Хриса. Умови в мiсцi посадки спускного апарата виявилися досить суворими.

Рентгенiвський флуоресцентний спектрометр передав попереднi вiдомостi про склад марсiанського ТСрунту: 12-16% залiза, 13-15% кремнiю, 3-8% кальцiю, 2-7% алюмiнiю, 0.5-2% титану i т.д. Другий апарат висадився 3 вересня на Рiвнинi Утопiя за 7 400 км вiд ВлВiкiнга-1В» i на 1 400 км ближче до пiвнiчного полюса. Там умови виявилися майже такими ж. Основне завдання ВлВiкiнгiвВ» полягало в пошуку мiкроорганiзмiв на Марсi. Тому в першу чергу всiх цiкавили результати експериментiв iз забору й аналiзу зразкiв грунту. Невдовзi, 31 липня, аналiзатор газообмiну ВлВiкiнга-1В» пiсля двох годин iнкубацii показав 15-кратне збiльшення вмiсту кисню проти норми. Через 24 години концентрацiя кисню зросла ще на 30%, але потiм стала знижуватися й через тиждень упала до нуля. У другому експериментi частину проби завантажили в резервуар iз живильним бульйоном, у якому були радiоактивнi атоми. Аналiзатор детектував видiлення газiв i виявив збiльшення вмiсту двоокису вуглецю, причому майже таке, як i пiд час аналiзу бiологiчно активних зразкiв земного фунту. Та незабаром i в цьому приладi рiвень видiлень упав майже до нуля. Третiй експеримент був нацiлений на реiстрацiю поглинання iзотопу вуглецю ^РЖ4С можливими органiчними сполуками марсiанського ТСрунту. При цьому марсiанський вуглець ^РЖ2С був замiнений на радiоактивний ^РЖ4С, а грунт був освiтлений променями, подiбними до сонячних. Такий експеримент проводили тому, що в земних умовах мiкроорганiзми дуже добре засвоюють вуглекислий газ. Пробу марсiанського ТСрунту нагрiвали, щоб виявити засвоiний радiоактивний вуглець С. Цей експеримент дав неоднозначний результат: вуглець то засвоювався марсiанським ТСрунтом, то нi На ВлВiкiнгу-2В» видiлення кисню зi зразкiв проходило набагато повiльнiше, нiж на ВлВiкiнгу-1В». Однак ученi дiйшли висновку, що цi результати не можна пояснити лише хiмiчними реакцiями. Основний висновок, який вдалося зробити за результатами проведених експериментiв, був такий: або кiлькiсть мiкроорганiзмiв у мiсцях посадок ВлВiкiнгiвВ» мiзерно мала, або iх там немаi взагалi.

Оскiльки з допомогою двох стацiонарних станцiй ВлВiкiнгВ», використовуючи бiологiчнi аналiзатори, не вдалося знайти ознак життя, то перед марсоходами ВлСпiрiтВ» (Брiгii) та ВлОпортьюнiтiВ» (Орропипiгу) було поставлене завдання шукати слiди рiдкоi води, що залишилися в геологiчних формацiях. Тепер умови на поверхнi Марса такi, що вода в рiдкому станi там iснувати не зможе: вона замерзне й швидко випаруiться в холоднiй i надзвичайно розрiдженiй атмосферi. Разом з тим, з аналiзу знiмкiв, зроблених з борту штучних супутникiв Марса, на поверхнi Червоноi планети виявлено численнi рiчковi русла, де ранiше були притоки, острови, рукави й заводi. Це означаi, що в минулому клiмат там був iнший, так що рiдка вода могла текти по поверхнi планети. Однак, для того, щоб ВлпромитиВ» рiчкове русло, досить i короткочасного викиду великоi водноi маси, а от для зародження життя потрiбен вельми тривалий перiод вологого клiмату. Саме тому марсоходи були нацiленi на пошук геологiчних утворень, формування яких вiдбувалося за наявностi водойм iз тривалим часом iснування. Такi слiди можуть свiдчити про те, що колись потрiбнi умови для зародження життя на Марсi все-таки були.

З цiii причини марсоходи були спрямованi в такi райони, де слiди води можна було б вiдшукати з найбiльшою ймовiрнiстю. Так, ВлСпiрiтВ» здiйснив посадку в кратерi Гусiва (15В° пiвденноi широти, 185 захiдноi довготи). Дiаметр цього кратера - близько 180 км, вiн за розмiрами як Аральське море. У кратер упадаi русло давньоi рiки, в якому тепер немаi води. Вивчення знiмкiв iз супутникiв показало, що в минулому кратер Гусiва мiг бути озером. Другий марсохiд - ВлОпортьюнiтiВ» - опустився на плато Меридiана у кратерi РЖгль (ВлЕаg1еВ» - так називався мiсячний модуль корабля ВлАполлон-11В» - першоi експедицii людей на Мiсяць 1969 р.). Це мiсце розташоване майже на екваторi, на протилежному щодо кратера Гусiв боцi Марса. У цьому районi, на основi спостережень iз супутникiв, виявлено пiдвищену концентрацiю гематиту - залiзовмiсного мiнералу, який на Землi утворюiться тiльки у водному середовищi.

1.ТЕОРРЖЯ РОЗВИТКУ ПОДРЖЙ НА МАРСРЖ

Незважаючи на те, що перiод бурхливоi вулканiчноi активностi Марса вже в далекому минулому, з геологiчного погляду планета все ще жива. Деякi знахiдки дають змогу припустити, що на Марсi i тепер i мiсця вулканiчноi активностi. Мова йде про вiдкладення, якi характеризуються широким спектром найрiзноманiтнiших мiнералiв - вiд украплень олiвiну в базальтових породах до насичених кремнiiм гранiтiв. Фiзик Вiнсент Чеврiр (Уiпсепi Спеугiег) з Арканзаського унiверситету (США) розрахував термодинамiчнi умови для утворення глинистих вiдкладень на Марсi та дiйшов висновку, що вуглекислого газу в атмосферi планети могло бути недостатньо для парникового ефекту. Хоча i численнi ознаки наявностi в минулому i, можливо, тепер рiдкоi води на поверхнi Марса, залишаiться неясним, що саме привело до пiдвищення температури й танення льоду на планетi. В. Чеврiр узяв за основу своiх розрахункiв склад глинистих мiнералiв, виявлених у найдавнiших пластах, вiк яких приблизно 4-4.5 млрд. рокiв. Для утворення глини потрiбна рiдка вода: це доводять процеси, що вiдбуваються на Землi.

Для того, щоб сформувалася глина, вода маi перебувати в рiдкому станi досить тривалий час, а для того, щоб атмосфера могла утримувати сонячне тепло, в ii складi маi бути певна кiлькiсть так званого парникового газу. Найпоширенiшим парниковим газом i вуглекислий газ. Проте, як вiдмiчено вище, результати розрахункiв В. Чеврiра показали, що вуглекислого газу в марсiанськiй атмосферi могло бути недостатньо для iстотного пiдвищення температури. До того ж, якби його було досить, то це зумовило б утворення, крiм глин, ще одного мiнералу - карбонату. Разом з тим, карбонати на Марсi довгий час не були виявленi.

Автоматична мiжпланетна станцiя (АМС) ВлМарс-експресВ» тепер завершила мiнералогiчне картографування поверхнi Червоноi планети. На пiдставi отриманих даних стало ясно, що великi об'iми вiдкритоi води все ж могли iснувати на планетi, хоча й дуже давно. Аналiз здобутоi iнформацii показав, що геологiчна iсторiя Марса роздiляiться на три ери. Ученi назвали iх за латинськими найменуваннями мiнералiв, котрi переважали впродовж вiдповiдноi ери.

Перша ера, фiллоцiанова (Phillocian), тривала 4.5-4.2 млрд. рокiв тому. Вона характеризуiться утворенням глинистих силiкатiв (фiллосилiкатiв), для чого було потрiбне багате водою лужне середовище. Вiдповiдно до нових наукових даних на Марсi виявлено тисячi мiсць iз фiллосилiкатами, розташованими по всiй поверхнi. Шари порiд, на якi мiльярди рокiв тому вода мала певний вплив, лежать пiд молодшою вулканiчною породою, але в багатьох мiсцях фiллосилiкати виходять на поверхню. Пiсля глобальноi змiни марсiанського клiмату, викликаноi, iмовiрно, вулканiчною активнiстю, почалася нова ера - тейiкiян (Theiikian), що тривала вiд 4.2 до 3.8 млрд рокiв тому. Тодi в атмосферу надходила велика кiлькiсть сiрки, а навколишнi середовище стало дуже кислим; вода та сiрка, реагуючи, утворювали сульфати. Близько 3.8 млрд рокiв тому настала третя ера - сiдерiканська (Siderikan). Води на поверхнi Марса не залишилося - вона збереглася як двi снiговi шапки на його полюсах. У результатi цих процесiв сформувалися залiзнi окисли, якi не гiдратуються. Наявнiстю саме iх зумовлений червоний колiр поверхнi планети. Ученi встановили найбiльш перспективнi областi для пошуку слiдiв життя на Марсi, якi латиною подаються так: Terra Meridiani, Arabia Terra, Marwith Vallis, Syrtis Major i Nili Fossae. Саме в названих мiсцях можуть бути глинистi породи, де, можливо, зберiгаються вiдбитки минулого життя.

Рiвнина Еллада, розмiщена недалеко вiд пiвденноi полярноi областi, являi собою басейн завширшки близько 2 000-3 000 км. У глибину кратер цього басейну звужуiться до 1 500 км. Його оточують викиди породи, через що вiн схожий на воронку вiд вибуху. Крiм того, на поверхнi рiвнини спостерiгаються аномальнi збiльшення сили тяжiння (так званi маскони), що свiдчить про бiльшу щiльнiсть порiд пiд ними. Дослiдники звернули увагу на ланцюжок з п'яти велетенських кратерiв: Аргiр (Argyre), Еллада (Hellas), РЖзiда (lsidis), Toмaзiя (Thaumasia), Утопiя (Utopia), якi лежать на однiй дузi великого кола (координати його центра: 30В° пiвденноi широти, 175В° схiдноi довготи) Особливостi розташування й приблизно однаковий вiк дали змогу припустити, що всi цi кратери утворилися одночасно в результатi одного й того ж катаклiзму. Причиною його мiг бути розпад i падiння фрагментiв великого астероiда, який рухався навколо Сонця по тiй же орбiтi, що i Марс. Цей астероiд був iстотно бiльшим вiд того, зiткнення з яким викликало загибель динозаврiв на Землi. Унаслiдок такого могутнього зiткнення марсiанськi полюси змiстилися приблизно на 90 i опинилися поблизу колишнього екватора. Розрахунки допомогли вiдновити параметри удару, завданого цим астероiдом Марсовi. Ударна хвиля дiсталася до протилежноi пiвкулi, а сферична форма планети сфокусувала ii симетрично до кратера Еллада. Саме там - на протилежному вiд нього боцi - мiститься група найвищих у Сонячнiй системi вулканiв. З тiii ж причини вiдбулись i численнi розломи кори. Водночас описанi глобальнi зiткнення вплинули на щiльнiсть марсiанськоi атмосфери й загальний клiмат планети.

За розрахунками, до цiii подii тиск атмосфери Марса мiг досягати 300 мбар, тодi як тепер вiн не перевищуi 10 мбар у найглибших мiсцях. У той час на Марсi могли iснувати вiдкритi водойми, навiть рiчки, що впадали у великi моря, особливо в пiвнiчних низинних областях. Правда, ВлокеанВ» теперiшньоi пiвнiчноi пiвкулi мав розмiщуватися в районi сучасного екватора. Це мало збiльшити ексцентриситет марсiанськоi орбiти. У результатi такого радикального зсуву полярних i екваторiальних зон Марс за вiдносно невеликий промiжок часу позбувся майже всiх запасiв води на поверхнi, перетворившись на безводну пустелю. Свiдченням цього можуть бути релiктовi залишки стародавнiх полярних шапок - темнi областi в екваторiальних широтах. Деякi з них, можливо, мiстять i в нашi днi запаси льоду, прихованi в надрах Марса. Пiсля зникнення рiдкоi води з поверхнi основним ii джерелом стали полярнi шапки. Якщо поклади льоду ще залишилися пiд поверхнею Червоноi планети, то тепер iх треба шукати поблизу екватора.

2. МАРСРЖАНСЬКА ГРЖДРОЛОГРЖЯ

Марс, хоча й схожий тепер на пустелю, маi досить складний гiдрологiчний цикл. На знiмках з великоi вiдстанi видно пiвнiчну й пiвденну полярнi шапки та глобальну систему хмар, яка оперiзуi тропiки планети, особливо, коли вона проходить афелiй. У середнiх широтах часом помiтнi ще хвильнi атмосфернi структури, аналогiчнi до тих, що iх породжують циклони й антициклони на Землi.

Згiдно з недавнiми кiлькiсними оцiнками, пiвнiчна полярна шапка мiстить приблизно 1.2 млн км³ льоду. Це близько половини крижаного купола Гренландii або 4% вiд запасiв води в антарктичному льодовику. Атмосфернi запаси води на Марсi дуже малi. У такiй холоднiй атмосферi, як марсiанська, де вдень температура рiдко досягаi 300 К, а вночi стаi нижчою за 170 К, утримати помiтну кiлькiсть водяноi пари неможливо. Якщо всю водяну пару, що мiститься в марсiанському повiтрi, сконденсувати, то вийде плiвка завтовшки декiлька десяткiв мiкронiв. Ще один-два мiкрони сконденсованоi води мiститься в хмарах. Здавалося б, за таких умов навiть розмови про гiдрологiю утрачають сенс, але насправдi так званий кругообiг води цiлком можливий i в такiй слабкiй атмосферi, як марсiанська. Марс - це найближча до Землi за основними клiматичними параметрами планета Сонячноi системи. Саме на цьому природному полiгонi можна вiдпрацьовувати клiматичну систему, подiбну до земноi. Розiбратися в деталях марсiанського клiмату означаi глибше зрозумiти земний клiмат i цим самим ще на крок просунутися в спробi визначити неодмiннi й достатнi умови для розвитку бiосфери. Питання проте, куди подiлася марсiанська вода, виникало ще в докосмiчну епоху, коли потужнiсть водозапасiв пiвнiчноi полярноi шапки оцiнювали на основi наземних iнфрачервоних спостережень. Адже якщо Марс формувався в умовах, близьких до умов формування iнших планет земноi групи, з одного й того ж газово-пилового диску, то i кiлькiсть летких речовин, утому числi води, на Марсi й iнших планетах земноi групи маi бути приблизно однаковою. Бiльше того, Марс як планета, близька за розмiщенням до планет-гiгантiв, мав би бути навiть дещо збагаченим леткими елементами проти Землi. Це пов'язано з тим, що зона початкового формування Землi була теплiша вiд марсiанськоi зони. Такi ж мiркування приводять до висновку, що i та частина гiдросфери, котра була привнесена пiд час ударiв кометних тiл на стадii iнтенсивного бомбардування, для Марса мала б бути принаймнi такою ж потужною, як i для Землi. Вiдомi тепер механiзми втрати летких речовин (такi, як вибуховий парниковий ефект, що, ймовiрно, привiв до практично повноi втрати води Венерою) вимагають великих потокiв сонячного випромiнювання, а тому на Марсi не могли реалiзуватися. Чому ж тодi немаi марсiанських океанiв? Ще бiльше запитань виникло пiсля аналiзу зображень марсiанськоi поверхнi, здобутих КА ВлМарiнер-9В», ВлВiкiнг-1В» i ВлВiкiнг-2В» в 1970-х pp. Рельiф планети виявився помереженим каньйонами, що схожi на висохлi русла рiчок, а в ВлгирлахВ»" великих рiвнин були знайденi структури осадового походження, аналогiчнi шельфам та островам у дельтах рiчок (рис. 1).

Рис. 1

Такi фотознiмки не могли не породити гiпотезу, яку вперше висловив Дж. Поллак з колегами, що близько 3.5 млрд. рокiв тому на Марсi було тепло й волого, планету оповивала щiльна атмосфера, текли рiчки та бушували океани [5]. Упродовж 1980-х i 1990-х pp. гiпотеза Влтеплого вологого раннього МарсаВ» була явно панiвною. Вона, проте, вимагала пояснення: а що ж вiдбулося згодом, яка клiматична катастрофа спiткала планету, перетворивши ii на холодну, практично безводну й безповiтряну пустелю? Цiкаве рiшення запропонував Р. Кан [4], пов'язавши процеси дисипацii води й вуглекислого газу як основноi складовоi атмосфери планети. Тепер атмосферний тиск на Марсi близький до потрiйноi точки води. Р. Кан припустив, що поки тиск перевищував цю величину, в атмосферi дiяв один з вiдомих у геохiмii циклiв - карбонатно-силiкатний, тепер достатньо активний на Землi. Вiн полягаi в тому, що вуглекислий газ розчиняiться в краплинах хмар, а потiм осiдаi, переноситься в грунт i там бере участь у ланцюжковi реакцiй, зумовлюючи врештi-решт вiдкладення карбонатiв в осадових породах. У результатi тектонiчних процесiв карбонати дрейфують до мантii, де за вiдносно невеликих температур (~900 К) розкладаються. Вуглекислий газ, що вивiльняiться при цьому, з вулканiчними викидами потрапляi знову в атмосферу. Гiпотеза Р. Кана маi низку труднощiв. Зокрема, якщо карбонати накопичувалися протягом тривалого часу, то вони й тепер мають бути в марсiанських породах. Проте дистанцiйнi спостереження не виявили карбонатiв на Марсi.

Багато дослiдникiв указують, що марсiанськi русла надто глибокi та надто прямi, щоб бути руслами рiчок у нашому звичному розумiннi. Наприклад, глибина долини Нiргал - приблизно 1 км. Хоч вона й маi нахил вiд витоку до гирла, рiвниннi рiчки на Землi значно звивистiшi, i це за майже втричi сильнiшу гравiтацiю. Решта долин за кiлькiсними характеристиками iстотно вiдрiзняiться вiд земних рiчок. Але такi русла i достатньо близькими до долин в земних льодовиках. Можливо, саме льодовики вiдповiдають за формування мережi каньйонiв [3]. До того ж, знайдений у марсiанських породах гематит [2] свiдчить про гiдротермальну активнiсть, причому у вiдносно недавню iсторичну епоху. Наявнiсть такого мiнералу може вказувати нате, що у товщi вiчноi мерзлоти i умови для утворення досить великоi (завтовшки 30-100 м i дiаметром до 10 км) лiнзи рiдкоi води, яку пiдiгрiваi локальна тектонiка. У деяких випадках лiнза може перегрiтися i навiть закипiти. Тодi витiснення води масою понад 10¹⁵ г на поверхню приведе до формування катастрофiчного селевого потоку, який створить глибокий каньйон. РЖстотним i те, що в такому разi тектиме вже не рiдка вода, а сумiш грязi, льоду й пари, причому тектиме лише епiзодично. Наскiльки таким механiзмом удасться пояснити реальний марсiанський рельiф, можна буде судити тiльки на основi докладних чисельних розрахункiв. Пошук води на Марсi визнано одним з найважливiших завдань усiх марсiанських експедицiй. Крiм того, що виявлення водних джерел на поверхнi Марса мало б величезне значення для астробiологii, здатнiсть Червоноi планети пiдтримувати життя подала б неоцiненну пiдтримку тим ентузiастам, котрi закликають уряди Землi всерйоз задуматися над космiчною експансiiю. Якщо на Марсi дiйсно i досяжнi джерела води, то здiйснити такi програми було б набагато простiше.

Вiдзначмо, що сучасна марсiанська гiдрологiя - це не тiльки палеоклiмат i вiчна мерзлота. Адже сучасний марсiанський гiдрологiчний цикл охоплюi близько 10¹¹ кг водяноi пари в атмосферi, а також хмари, якi добре помiтно як свiтлий туман на зображеннях, отримуваних телескопом iм. Габбла. До того ж це сезоннi полярнi шапки й нiчнi тумани, що залишають на поверхнi планети мiкроскопiчний шар iнею. РЖ нарештi - це ВлдиханняВ» реголiту та глинистого фунту, роздробленого метеоритами впродовж мiльярдiв рокiв. Хоч об'iм атмосферних запасiв води вiдносно невеликий, саме атмосфернi процеси вiдiграють визначальну роль у пiдтримцi сучасного стану поверхневих резервуарiв марсiанськоi води. Дослiдження показали, що в пiвнiчнiй пiвкулi води майже на порядок бiльше, нiж у пiвденнiй. Яка причина такоi асиметрii i чи маi це який-небудь зв'язок iз клiматичними катастрофами минулого? РД два погляди на можливi причини мiжпiвкульноi асиметрii поверхневих запасiв марсiанськоi води.

По-перше, геологiчнi властивостi пiвнiчноi та пiвденноi пiвкуль теж помiтно рiзняться. Поверхня пiвнiчноi пiвкулi залягаi в середньому на 3-4 км нижче вiд пiвденноi, де тiльки на днi найглибшоi западини - Еллади - гравiтацiйний потенцiал приблизно такий, як на пiвнiчному полюсi. Крiм того, пiвнiчна пiвкуля свiтлiша, оскiльки там i бiльше осадових глинистих порiд, що надають Марсу характерний червонуватий вiдтiнок, i менше давнiх базальтiв. Глини, як вiдомо, здатнi абсорбувати велику кiлькiсть води. Якщо глобальне перемiщення води в атмосферi вiдiграi невелику роль у порiвняннi з локальним обмiном, то нерiвномiрний ii розподiл мiж пiвкулями можна було б пояснити просто рiзною здатнiстю порiд, якi утворюють поверхню планети, пiдтримувати над нею певну кiлькiсть пари. У цьому разi можна було б чекати, що такий несиметричний розподiл води дуже давнiй, принаймнi не молодший за бiльшiсть сучасних осадових порiд, тобто йому близько мiльярда рокiв.

Згiдно з iншою гiпотезою, яку висловили Кленсi й колеги [1], причиною асиметрii поверхневих запасiв води i асиметрiя змiни сезонiв удвох пiвкулях, викликана помiтним ексцентриситетом (е= 0.09) орбiти Марса. За таких умов модуляцiя сонячного потоку мiж афелiiм (точкою максимального вiддалення вiд Сонця) i протилежною точкою - перигелiiм - досягаi 40%. Тому тепер лiто в пiвнiчнiй пiвкулi довше й холоднiше, нiж у пiвденнiй. Нижча, нiж в перигелii, температура зумовлюi конденсацiю водяноi пари в атмосферi на вiдносно невеликих висотах (менших за 10 км), тобто там, де домiнують направленi до екватора повiтрянi потоки глобального конвективного переносу. На Землi такий перенос iснуi тiльки в тропiчних широтах i i причиною пасатних вiтрiв. Вище рiвня конденсацii вода не проникаi через швидке гравiтацiйне осiдання мiкронних кристалiв конденсату. Цей ефект приводить, зокрема, до утворення в афелii тропiчного хмарного поясу, який замикаi випаровувань полярною шапкою воду в пiвнiчнiй пiвкулi. Водночас у перигелii (у набагато теплiший перiод часу) хмари слабко впливають на перенос мiж пiвкулями, i вода, що сублiмуi з пiвденноi полярноi шапки, перемiшуiться бiльш рiвномiрно. За геологiчно короткий час такий сезонний ВлнасосВ» цiлком мiг перекачати воду до тоi пiвкулi, лiто в якiй припадаi на проходження планетою афелiя орбiти.

Ураховуючи, що нахил осi обертання планети мiг багато разiв змiнюватися в циклах Мiланковича з перiодом приблизно 105 рокiв, можна вважати, що описана вище асиметрiя вiдносно молода i, можливо, ще змiнюi знак. Непрямою ознакою змiни пiвкуль у глобальному водному циклi служать концентричнi шаруватi вiдкладення полярних шапок.

Вельми ймовiрно, що впродовж марсiанськоi iсторii полярнi шапки багато разiв мiнялися мiсцями. Фактично, питання про вiдносний внесок обох механiзмiв у формування асиметричного розподiлу води - це питання про вiдносну роль локального обмiну й глобального переносу. Однак деякi дослiдники погоджуються з другою гiпотезою, причому вважають, що iнтенсивний локальний обмiн i неодмiнною умовою стабiлiзацii глобального циклу, вiдiграючи роль дисипативого чинника. Якби марсiанський реголiт не ВлдихавВ», то сезонна мiграцiя води до екватора була б неможливою, оскiльки воду вмить би захоплювали Влхолоднi пасткиВ» на межi полярноi шапки.

У 2005 p. американськi вченi повiдомили, що розгадали ще одну марсiанську загадку, з'ясувавши, чому саме пiвденна полярна шапка Марса змiщена вiдносно його географiчного пiвденного полюса. Ця загадка турбувала дослiдникiв ще з часiв перших телескопiчних спостережень Червоноi планети. Щоб виявити механiзми, якi впливають на положення пiвденноi полярноi крижаноi шапки, ученi використали зображення, отриманi з орбiтального апарата ВлМарс глобал сурвеiрВ» i комп'ютернi моделi клiмату. Аналiз цiii iнформацii показав, що наявне змiщення i результатом дii двох марсiанських регiональних клiматичних зон, якi розташовуються по обидва боки пiвденного полюса. Першопричиною появи двох таких рiзних клiматичних зон уважають наявнiсть двох величезних кратерiв у пiвденнiй пiвкулi Марса. Ландшафти цих кратерiв породжують вiтри, якi створюють область низького тиску бiля полярноi шапки в захiднiй пiвкулi. Таким чином, саме кратери пiдтримують iснування зони низького тиску, яка домiнуi в районi пiвденноi полярноi крижаноi шапки i зберiгаi ii в такому станi. Так, у захiднiй пiвкулi областi низького тиску породжують прохолодну, змiнну погоду й опади - снiг, котрий можна бачити як дуже яскраву зону на поверхнi крижаноi шапки. А в схiднiй пiвкулi часто виникають умови для утворення своiрiдноi вiдлиги через теплiшу погоду та вiдносну яснiсть. Саме це i i причиною схiдно-захiдноi асиметрii форми пiвденноi полярноi шапки Марса (рис. 2).

Рис. 2

3. ЗАМЕРЗЛА ВОДА НА МАРСРЖ

Сучасна величина тиску марсiанського повiтря, який становить 0.006 тиску земноi атмосфери, дещо менша вiд потрiйноi точки води. Це означаi, що тепер на Марсi не можуть iснувати вiдкритi водоймища, а вода на планетi мiститься або як вiчна мерзлота в товщi ТСрунту, або як вiдкритi льоди та снiг, а також у дуже невеликiй кiлькостi - в атмосферi у газоподiбному станi. Водоймище, якби воно iснувало, неминуче б замерзло i випарувалося би пiд впливом сонячного випромiнювання. Однак таких замерзлих водоймищ на Марсi немаi, а iдиний вiдомий великий резервуар водяного льоду - це пiвнiчна полярна шапка (рис. 3). Зазначмо, що пiвденна полярна шапка складаiться головним чином iз замерзлоi вуглекислоти.

Рис. 3

Наукова iнформацiя, передана з КА Вл2001 Марс-одiссеяВ», свiдчить про наявнiсть на Червонiй планетi великоi кiлькостi водяного льоду. На знiмках Марса можна розгледiти контури каналiв, заплав, навiть цiлий океанський басейн у пiвнiчнiй пiвкулi. Рiчковi русла на Марсi виявлено ще в 70-х pp. минулого столiття. Ученi припускали, що в перiоди пiсля катастроф Марс змiнювався i протягом кiлькох десятилiть (щонайбiльше столiть) клiмат ставав усе теплiшим i вологiшим; потiм холод знову повертався - i так до наступного катаклiзму. Доводом на користь катастрофiчного походження наявного рельiфу i те, що виявленi рiчковi долини практично не мають анiнайменших ознак приток, якi впадають в головне русло. Це свiдчить про те, що рiчки не були такими розгалуженими, як земнi. Марс пiсля кожноi катастрофи неминуче знову охолоджувався, так що вода замерзала. Таким чином, зима на Марсi була майже нескiнченна, ii порушували тiльки короткочаснi перiоди, коли йшли гарячi дощi та мали мiсце великi повенi. РЖ хоча Марс, можливо, не мав умов, сприятливих для виникнення бiлкових форм життя, проте вiн зможе надати своiм майбутнiм колонiстам цiлком достатнi запаси води, якi збереглися у формi льоду. Марсiанський лiд був знайдений у пiвнiчнiй крижанiй шапцi, а пiзнiше - i пiд поверхневим шаром у пiвденнiй пiвкулi. Тодi група фахiвцiв з американського унiверситету в Аризонi представила перше свiдчення про наявнiсть водяного льоду бiля марсiанського пiвденного полюса, використовуючи iнформацiю, здобуту iнфрачервоною камерою на борту КА Вл2001 Марс-одiссеяВ». Тi науковi данi дали аргументи на користь теорii, згiдно з якою Влсухий лiдВ» лише зверху покриваi поклади водяного льоду. При цьому в пiвденнiй пiвкулi вуглекислий шар маi бути досить тонким: запаси замерзлоi води вдалося виявити безпосередньо пiд шаром пилу завтовшки 2-7 мм. Крiм того, з допомогою гама-спектрометра знайшли велику кiлькiсть водню пiд поверхнею Марса в пiвденнiй пiвкулi i на великих вiдстанях вiд полярноi шапки. Цей водень, скорiш за все, входить до складу водяного льоду, а виявленi запаси води можуть бути всього лише Влвершиною айсбергаВ».

Докладнi знiмки поверхнi Марса, якi отримала орбiтальна станцiя Вл2001 Марс-одiссеяВ», дали змогу виявити вiдразу декiлька ВлживихВ» льодовикiв у середнiх широтах, далеко за межами крижаних полярних шапок Червоноi планети. На наведених нижче знiмках (рис. 4) можна вiдмiтити досить цiкаву обставину: лiнii уступiв у долинах марсiанських льодовикiв виглядають, на вiдмiну вiд таких утворень на Землi, практично не пошкодженими i не розмитими. Ученi пояснюють це тим, що на Марсi льодовики в основному не танули, як на Землi, а вiдразу ж перетворювалися в пару (сублiмували) через дуже розрiджену марсiанську атмосферу.

Рис. 4

На основi результатiв дистанцiйного зондування Марса вченi РДвропейського космiчного агентства (РДКА) дiйшли висновку, що запаси води на Червонiй планетi, як i ранiше, надзвичайно великi. РЖмовiрно, вона зберiгаiться у великих пiдземних резервуарах. Адже аналiз ерозiйних процесiв на поверхнi Марса даi змогу припустити, що океан завглибшки в середньому 600 м мiг покривати всю планету, а марсiанська атмосфера все ж мiстила достатньо двоокису вуглецю, щоб пiдняти середню температуру на планетi вище за 0В° С. Нова спостережна iнформацiя показуi, що такий марсiанський океан упродовж усiii геологiчноi iсторii планети мав би втратити тiльки декiлька сантиметрiв.

Наведенi на рис. 5 зображення пiвнiчноi полярноi шапки Марса вперше показують шари водяного льоду й пилу в перспективному уявленнi. Тут можна виявити майже двокiлометровi кручi, а також темнуватий матерiал у структурах, схожих на земнi кальдери - казаноподiбнi западини з крутими схилами й рiвним дном, що утворилися внаслiдок провалу вершини вулкана, а iнодi - i прилеглоi до нього мiсцевостi. Просторi областi, покритi дюнами, можуть складатися з вулканiчноi золи. Поблизу марсiанського пiвнiчного полюса ВлМарс-експресВ» виявив цiлi поля вулканiчних конусiв, причому деякi з них досягають висоти 600 м. Цiлком iмовiрно, що iх можна вважати свiдченням зовсiм недавньоi вулканiчноi дiяльностi на Марсi. Разом з тим питання про сучасну вулканiчну дiяльнiсть на Червонiй планетi все ще залишаiться вiдкритим.

Рис. 5

Одна з найбiльших систем каналiв на Марсi - долина Касея. Вона мiстить багато доказiв льодовиковоi та рiчковоi активностi, що супроводжувала велику частину геологiчноi iсторii планети. Вимоiни на днi названоi долини (ii координати - приблизно 29 пiвнiчноi широти, 300В° схiдноi довготи) були зафiксованi з висоти 272 км. Слiди розмивання в долинi найiмовiрнiше виникли пiд впливом льодовиковоi, а не водноi ерозii. Льодовик, що створив цю долину, живився водами каньйона Ехуса (рис. 9), яку знизу пiдiгрiвали вулкани. Ця вулканiчна активнiсть i зумовила появу великих потокiв талоi води зовсiм недавно з геологiчного погляду - 20 млн. рокiв тому. Перспективне зображення каньйона Ехуса свiдчить про те, що на поверхнi Марса рiдка вода була ще мiльярди рокiв тому. Пiзнiше, коли планета остигла, озера замерзли й сформували льодовики, якi своiми потоками ВлпорiзалиВ» долину Касея. Одним з доказiв такоi теорii i те, що дно ВлканалiвВ» мiститься нижче вiд гiпотетичного рiвня марсiанського океану. Це неможливо для води, але здiйснено для льоду.

Донедавна прямих доказiв наявностi води на Марсi виявити не вдавалося. РЖ тiльки влiтку 2000 р. мiжпланетна станцiя ВлМарс глобал сурвеiрВ» виявила на поверхнi планети структури, якi могли виникнути тiльки пiд впливом потужних потокiв води. А на початку осенi того ж року на переданих з Марса фотознiмках гiрських масивiв планети було зафiксоване величезне крижане озеро, пiд льодом якого може бути й вода. Цей висновок дав змогу зробити припущення, що вiк вимоiн на крутих схилах марсiанських гiр мiг бути всього один-два роки. А 2003 р. на Марсi вперше виявлено карбонати - солi вугiльноi кислоти. Цi сполуки входять до складу восьми десяткiв земних мiнералiв, якi становлять близько 2% маси кори нашоi планети, а утворюються вони (карбонати) лише за наявностi води й вуглекислого газу. Таким чином, це вiдкриття пiдкрiпило гiпотезу, згiдно з якою в далекому минулому на Марсi були великi запаси води.

Через чотири днi пiсля того, як марсохiд ВлОпортьюнiтiВ» знайшов на Марсi свiдчення про наявнiсть вологого середовища в каменi, який ученi назвали ВлКапiтанВ» (ВлEl CapitanВ») (виявлено велику концентрацiю сiрки в солях магнiю та залiза й iнших сульфатах), його ВлколегаВ» - марсохiд ВлСпiрiтВ» також досяг головноi мети експедицii, виявивши слiди дii води в каменi, який згодом дiстав назву ВлХемфрiВ» (ВлHumphreyВ»). Проникши з допомогою свердла всередину каменя, ВлСпiрiтВ» установив, що в ньому i порожнечi, якi утворилися внаслiдок дii води. Крiм того, марсохiд знайшов у цих порожнечах вiдкладення мiнералiв, якi можуть утворюватися тiльки за наявностi води. Усi цi знахiдки дали змогу вченим оголосити про те, що мiсii ВлОпортьюнiтiВ» та ВлСпiрiтВ» i успiшними.

Здавалося, що дослiдники вже практично впевнилися - вода з Марса або зовсiм випарувалася, або пiшла пiд землю, i, можливо, вiдбулося це мiльйони рокiв тому, а може, й мiльярди. Та пiсля липня 2005 р. вченим знову довелося переглянути своi висновки. Саме тодi фахiвцi з РДКА повiдомили, що на Марсi виявлено замерзлу воду на вiдкритiй поверхнi планети (рис. 6). На фотознiмку, зробленому з борту КА ВлМарс-експресВ», у високих пiвнiчних широтах планети був зареiстрований кратер з покладами льоду на днi. Температура й тиск у тому районi такi, що там не може бути твердого двоокису вуглецю - так званого сухого люду.

Рис. 6

Крижаний диск, добре видимий i досить чистий, лежить на днi кратера (дiаметр його 35 км, глибина - близько 2 км), розташованого на рiв

Вместе с этим смотрят:

Aerospace industry in the Russian province

РЖсторiя астрономii

РЖсторiя ракетобудування Украiни

РЖсторiя спостереження НЛО

Авиационно-космические отрасли в российской провинции