Круговорот води на Марсі: робота над ошибкамир

Круговорот води на Марсі: робота над помилками.

А.В.Родин. Інститут Космічних досліджень РАН.

Марсианская епопея кінця минаючого століття сповнена настільки суперечливих подій, що, напевно, залишить себе славу епохи бурхливого декадансу у космічній науці. Неспеціалісту може видатися дивним, з якою завзятістю наукова спільнота обстоювала ідею дослідження Марса перед урядами, громадськістю і промисловими гігантами найбільших держав світу, і з якою оптимізмом переносило одну по одній які слідували невдачі. З шести автоматичних міжпланетних зондів, запущених до Марса протягом 90-х, лише дві виконали поставлені завдання: посадковий Pathfinder («Першопрохідник») і орбітальний Mars Global Surveyor («Марсіанський глобальний патруль»), хоч і в них усе пройшло гладко. Завдяки високому професіоналізму своєї команди, «Патруль» був буквально витягнуть «за вуха» (точніше — за сонячні панелі) на робочу картирующую орбіту й успішно працює за сьогодні. Результат — терабайты телевізійних картинок, детальна лазерна локація поверхні Марса приладом МОЛУ мільйони інфрачервоних спектрів, отриманих спектрометром теплового випромінювання ТЕС. Усі це багато в чому змінило наші ставлення до планеті й обіцяє багато цікавого у майбутньому, за більш ретельному аналізі. Поки ж компакт-диски з цими продовжують захаращувати книжкові полки в кабінетах більшості ученых-«марсиан», і саме час використовувати цей короткий тайм-аут і спробувати сформулювати, про що нове ми взнали й від яких звичних уявлень треба відмовится. Зупинимося самісінькому, напевно, інтригуючою проблемі марсіанської кліматології - проблемі води.

.

Рис. 1. Марс, хоч і нагадує пустелю, має складним гідрологічним циклом. На цьому знімку, отриманому групою спостерігачів НАСА на Хаббловском телескопі, видно Північна полярна шапка та глобальна система хмар, опоясывающая тропіки планети під час проходження афелію. У середніх широтах помітні хвильові атмосферні структури, аналогічні тим, що породжують циклони і антициклони на Землі.

Есть життя на Марсі, чи немає - науці як і невідомо. Зате ж добре відомо, що у Марсі немає найважливішого умови в існуванні життя жінок у відомих нам розвинених формах — лежить на поверхні планети немає рідкої води. Причина цього — тиск марсіанського повітря, на 95% що складається з вуглекислого газу, яке становить середньому лише 0.006 земної атмосфери, тобто. трохи менше потрійний точки води. Це означає, що з сучасних умовах не Марсі що неспроможні існувати відкриті водойми, і вода планети міститься або у товщі грунту як вічної мерзлоти, або у формі відкритих льодів і снігу і, нарешті, на вельми невелику кількість — в газоподібному вигляді у атмосфері. Водойму, якщо він існував, неминуче б змерзнув, повільно випаровуючи під впливом сонячного випромінювання. Таких замерзлих водойм на Марсі немає, єдиний відомий резервуар водяного льоду — це північна полярна шапка (південна полягає переважно з замерзлій вуглекислоти, чому — про це обмаль пізніше).

По з останніми оцінками, ємність північної полярною шапки становить приблизно 1.2 млн. км3 льоду за середньої товщині 1.03 км [5]. Це майже половини крижаного бані Гренландії, чи 4% від запасів води в антарктичному льодовику. Атмосферні запаси води зовсім незначні. У такій холодної атмосфері, як марсіанська, де днем температура рідко сягає 300K, а вночі опускається нижче 170K, утримати скільки-небудь помітний кількість водяної пари неможливо. Якщо всі які у стовпі повітря пари води осадити, вийде мікроскопічна плівка завтовшки разом кілька десятків мікрон. Ще один-два мікрона обложеної води міститься у хмарах. Здається, всякі розмови про гідрології в такому стану справ втрачають сенс. Але це надзвичайно поверховий, утилітарний погляд. Насправді «круговорот води», хоч і не такий, про якому нам розповідали у шкільництві, цілком можливий і з такою слабкої атмосферою, як марсіанська. І інтерес до нього випадковий. Попри свою екзотику, Марс — це найбільш близька до Землі по основним кліматичним параметрами планета Сонячної системи. Саме, у цьому природному полігоні, за умов, максимально наближених до бойових, відпрацьовувалася кліматична система, подібна до тієї, що надала притулок всьому живому Землі. Розібратися докладно марсіанського клімату — отже глибше зрозуміти про наш власний, поки що не крок просунутися у спробі визначити необхідні і, гіпотетично, достатні умови розвитку біосфери, що, напевно, єдино можливою на сьогодні постановкою проблеми походження життя.

Вопрос у тому, куди поділася марсіанська вода, ставилося ще докосмическую епоху, коли з урахуванням наземних інфрачервоних спостережень В. И. Морозом оцінили потужність водозапасов північної полярною шапки [1]. Справді, якщо Марс формувався за умов, близьких до інших планет земної групи, з одного газопилового диска, те й кількість летючих, зокрема та води, ними має бути подібним. Понад те, Марс, як планета, прикордонна з зоною гігантів, був би бути навіть дещо збагачений летючими проти Землею, зона формування якої був тепліше марсіанської. Ті ж міркування призводять до висновку, як і та частина гідросфери, що була привнесена при ударах кометних тіл на стадії інтенсивної бомбардування, для Марса мусить бути по вкрай мері щонайменше масивна, ніж для Землі. Відомі механізми втрат летючих, такі як вибуховий парниковий ефект, цілком імовірно який призвів до практично повну втрату води Венерою, вимагають великих потоків сонячного випромінювання та на Марсі не реалізуються. Коли ж тоді марсіанські океани?

Еще більше питань виникла після аналізу зображень марсіанської поверхні, отриманих апаратом «Маринер-9» і пізніше двома «Вікінґами» у 70-х. Рельєф планети виявився испещерен мережею каньйонів, нагадують висохлі русла річок, а гирлах великих рівнин знайшли структури осадового походження, аналогічні шельфам і островам в дельтах річок. Правда, яка картина була на насправді настільки фантастична, що аж не могла не породити вперше висловлену Дж. Поллаком людьми й колегами гіпотезу у тому, що майже 3.5 мільярдів років тому Марсі було «тепла і сиро», була щільна атмосфера-парник, текли річки й вирували океани [2]. Протягом 1980;х і 90-х гіпотеза «теплого сирого раннього Марса» була пануючій. Вона, проте, вимагала пояснення, що сталося згодом, яка кліматична катастрофа спіткала планету, перетворивши їх у холодну, практично безводну і безповітряну пустелю?

.

Рис. 3. Давні рівнини Марса покриває мережу каналів, нагадують висохлі русла річок. Проте з кількісним характеристикам ці русла дуже різняться від земних. Знімок НАСА за даними «Вікінга».

Чрезвычайно вишукане розв’язання зазначив Р. Кан [3], пов’язавши процеси диссипации води та вуглекислого газу, основною складовою атмосфери. Як ми вже згадували, атмосферне тиск на Марсі близько до потрійний точці води. Поки він перевершувало цей рівень, припустив Кан, працювала одна з відомих у геохімії циклів — карбонатно-силикатный, досить активний Землі нині. Він у тому, що вуглекислий газ розчиняється в краплях хмар, з опадами переноситься грунт де він бере участь у ланцюжку реакцій, наводячи як кінцевому підсумку до відкладенню карбонатів в осадових породах. Через війну тектонічних процесів карбонаты дрейфують в мантію, де за відносно невеликих температурах (близько 900К) знову розкладаються, а высвободившийся вуглекислий газ потрапляє знову на атмосферу з вулканічними викидами. Відомо, проте, що тектоніка на Марсі не була настільки інтенсивна, як у Землі, а єдиний ознака вулканічної активності - гігантські щитові вулкани в області Фарсиды, згаслі майже мільярд років як розв’язано. Можливо, джерело вуглекислоти був у якусь мить перекритий, а стік продовжував працювати до тих пір, поки падали дощі існувала рідка вода — тобто атмосферне тиск не впала до рівня. Але у усім своїм теоретичної красі гіпотеза Кана стикається з труднощами експериментального харатера. Якщо карбонаты продовжували накопичуватися протягом багато часу, акумулюючи і атмосферу і гідросферу, і тепер повинні бути в марсіанських породах. Однак жоден експеримент наявності карбонатів на Марсі доки показав. Хоча пропонувалися і пропонуються численні міркування щодо тому, під дією сонячного ультрафіолетового проміння верхній шар порід піддається хімічної модифікації, своєрідному «засмазі», скрывающему спектральні деталі карбонатів, відсутність прямого їх детектування стало першим чутливим ударом як по конкретної моделі диссипации атмосфери, а й у всієї картині «теплого сирого Марса» загалом.

Еще один аргумент проти теплого палеоклимата прийшов разом із зразком марсіанського речовини. Названі за географією перших трьох зразків, знайдених поблизу містечок Шерготти, Накла і Шассиньи, SNC-метеориты, осколки марсіанського матеріалу, вибиті з батьківської планети ударом метеороида і після довгого блукання в міжпланетному просторі які випадали на Землю, є що єдиними зразками, доступними для аналізу in vitro. Аналіз води, пов’язаної в кристалічних ґратах мінералів SNC-метеоритов, свідчить у тому, що марсіанський палеоклимат був скоріш нагадує сучасний, аніж «сирої і теплий». Поступове накопичення сумнівів щодо усталеної вже гіпотезі призвела до того, що у публікаціях почала дедалі частіше звучати альтернативні точки зору палеоклимат, зокрема і походження каньйонів [4, 5]. От їх основні аргументи:

Марсианские русла занадто глибокі й занадто прямі, щоб бути руслами річок у нашій звичному розумінні. Справді, долина Ниргал має глибину близько кілометра. Хоча й меандрирована, рівнинні річки Землі значно більше звивисті, і це з майже втричі сильнішою гравітації. Інші долини по кількісним характеристикам (включно з таким параметри, як фрактальная розмірність мережі приток) істотно відрізняються від земних річок, та заодно досить близькі до долин льодовиків. Можливо, саме льодовики відповідальні за формування мережі каньйонів [5]. З іншого боку, характерні для марсіанських породах гематиты [6] свідчить про гидротермальной активності, причому у щодо недавню епоху. У товщі вічної мерзлоти можуть утворюватися досить великі, завтовшки 30−100 метрів і діаметром до 10 км, лінзи рідкої води, дедалі гострішої локальної тектоникой. У окремих випадках лінза може перегрітися і закипіти, і тоді вытесниние обсягу води, порівнянного з обсягом комети — більш 1015 р — на поверхню призводить до утворення катастрофічного селевого потоку, утворить глибокий каньйон. Істотним тут і те, що тече не рідка вода, а суміш бруду, криги й пара, причому тече лише епізодично. Наскільки що механізм може пояснити реальний марсіанський рельєф, остаточно відповісти зможуть лише детальні чисельні розрахунки.

Пока готувалася ця стаття, з’явився прес-реліз НАСА, урочисто який повідомляє, що нарешті знайдено незаперечні докази рідкої води на Марсі. У ущелині Кандор виявлено тераси, які можуть виникнути внаслідок тривалих осадових процесів дно якої древнього водойми. Щоправда, автори відразу обумовлюються, що це єдино можлива інтерпретація, у принципі, такі тераси могли б виникнути й внаслідок «сухого» атмосферного вивітрювання. Але пейзаж, без сумніви, вражає:

.

Рис. 4. Останнє доказ теплого палеоклимата: древні донні отложения.

.

Рис. 5. Свідчення сучасної активності грунтових вод в долині Ноах (a), і схилах каньйону Ниргал (b, c).

И, нарешті, недавно знайшли зовсім короткоіснуючі, лише кілька десятиліть, структури, схожі на сліди яка просочується з-під палітурки вічної мерзлоти рідкої води. Характерно, що це такі «джерела» виявлено на північних схилах глибоких каньйонів, де атмосферне тиск хоч ненадовго, але дозволяє зберегти воду від моментального холодного скипання. Зрозуміло, така смілива інтерпретація, заснована тільки зображеннях, зустрічає досить жорстку критику. У редакційній статті нашого журналу читач може ознайомиться з позицією астрофизика-релятивиста. Будучи геофизиком-планетчиком і «марсіанином», я — не беруся інтерпретувати ці катинки тим чи іншим чином. Напевно, зробити це грамотно може лише те, хто із геологічною молотком до рук пройшов не лише одну сотню кілометрів по марсіанських дюнам. Будуть це космонавти чи автоматичні марсоходи — у кожному разі вирішувати в наступному поколінні. А нам залишається говорити про найнадійніший дистанційний метод — інфрачервону спектроскопию. Якщо ТЕС впевнено покаже молоді відкладення мінералів, притаманних відкритих джерел води, скажімо, розчинних солей, поблизу цих «струмочків» — отже, швидше за все, вода справді є про. Читача, всерьеез цікавиться можливим пристроєм сучасних грунтових вод, на Марсі, відсилаю на роботу [6].

Но марсіанська гідрологія — це палеоклимат і вічна мерзлота. Сучасний цикл марсіанської води — це ще близько 1014 р парів у атмосфері, ті самі 10−30 мікрон обложеної води, і навіть хмари, добре помітні як білястої димки на зображенні, отриманому Хаббловским телескопом (Рис. 1). Крім того, це сезонні полярні шапки і нічні тумани, залишають лежить на поверхні планети мікроскопічний шар інею. Нарешті, те й «подих» реголіту, за мільярди роздрібненого метеоритами глинистого грунту, який володіє хорошими абсорбционными властивостями. Попри відносно невеликий обсяг атмосферних запасів води, саме атмосферні процеси грають визначальну роль у підтримці сучасного стану поверхневих резервуарів марсіанської води. А стан це цілком звичайне: виявляється, у Північному півкулі води на більше, ніж у Південному! Чим можна було викликана така асиметрія? Чи має ця якийсь стосунок до кліматичним катастроф минулого? Щоб краще розібратися, що приміром із водою у атмосфері, на борту орбітальних апаратів «Вікінг «було встановлено висококласні навіть по лабораторним мірками спектрометри MAWD (Mars Atmospheric Water Detector) з роздільною силою l /d l «7500, настроєні смугу водяної пари 1.38 мкм. Прилади успішно відпрацювали двома апаратах протягом двох марсіанських років у 1976;79 роках (Марс робить повний оборот навколо Сонця за 668 земних діб). Щоправда, специфіка тодішньої технології дозволяла передавати на Землю не спектри, а лише відносні значення яскравості на кількох довжинах хвиль, по яким згодом відновлювалася абсолютна вологість марсіанського повітря. Власне, прилад побутував у режимі полихроматора, що, природно, позначилося якості відновленої інформації. Отримана внаслідок обробки даних MAWD карта в координатах «сезон-широта «(Рис. 6) свідчить про явну межполушарную асиметрію: південне літо набагато суші північного. Природною причиною цього здається асиметрія самих полярних шапок: у Північній шапці льоду H2O вулицю значно більше, тоді як стала частина Південної полярною шапки складається переважно з замерзлого CO2.

.

Рис. 6. Сезонний еволюція атмосферної води на Марсі за даними експерименту MAWD. Вказані микроны обложеної води в стовпі. Афелій відповідає сонячної довготі Ls = 70°. З роботи [7].

Существует дві погляду на можливі причини межполушарной асиметрії поверхневих запасів марсіанської води. По-перше, геологія Північного та Південного півкуль теж помітно різняться. Північне півкуля загалом на 3−4 км нижче Південного, де лише з дні найглибшій западини — Еллади — геопотенциал приблизно той самий, як у Північному полюсі. З іншого боку, Північне півкуля світліше, так як там більше осадових глинистих порід, які надають Марсу характерний червонуватого відтінку, і від древніх базальтів. Глини, як відомо, здатні абсорбувати значну кількість води. Тому, якщо глобальний транспорт води у атмосфері грає малу роль проти локальним обміном, нерівномірне її розподіл між півкулями можна було б засвідчити просто різної здатністю їхнім виокремленням поверхню планети порід підтримувати над ній певну кількість парів. І тут можна було б очікувати, що таке асиметричне розподіл води дуже древнє, по крайнього заходу не молодший більшості модерних осадових порід, тобто. майже мільярд років.

Согласно інший гіпотезі, висловленої Клэнси людьми й колегами [7], причиною яких є асиметрія зміни сезонів у двох півкулях. Річ у тім, що орбіта Марса має помітним ексцентриситетом, e=0.09, отже модуляція сонячного потоку між афелием, тобто. точкою максимального видалення від поверхні Сонця, і протилежної точкою перигелію сягає 40%. Тому літо не в Північному півкулі довшими, і холодніше, ніж у Південному. Нижчі, ніж у перигелії, температури призводять до конденсації водяної пари у атмосфері на відносно невеликих висотах, менш 10 км, там, на якому домінує спрямовані до екватору повітряні потоки глобальної конвективного осередки (Землі така осередок існує лише у тропічних широтах і причина пасатних вітрів). Вище рівня конденсації вода не проникає з допомогою швидкого гравітаційного осідання мікронних кристалів конденсату (рис. 7а). Цей эфект наводить, зокрема, до утворення в афелії тропічного хмарного пояса, який замикає испаряемую полярною шапкою воду у Північному півкулі, як показано на рис. 7б. У той самий час, в перигелії, значно більше теплий період, хмари слабко впливають на перенесення між півкулями, і вода, сублимирующая з Південної полярною шапки, перемішується більш равносмерно. За геологічно короткі часи такий сезонний «насос «цілком міг би перекачати води півкуля, літо у якому збігаються з афелием. З огляду на, що нахил осі обертання планети міг багаторазово змінюватися в тому циклах Миланковича з періодом приблизно 105 років, можна зрозуміти, що ця асиметрія щодо молода і, можливо, змінює знак. Непрямим ознакою зміни півкуль в глобальному водянику циклі є концентричні шаруваті відкладення полярних шапок. Ймовірно, що протягом марсіанської історії шапки багаторазово змінювалися місцями. Фактично, питання відносному внесок обох механізмів в формування асиметричного розподілу води — це питання відносної ролі локального обміну і глобального транспорту. Деякі на сьогодні теоретичні розробки схиляються до другої гіпотезі, причому інтенсивний локальний обмін є необхідною передумовою стабілізації глобального циклу, граючи роль диссипативого чинника. Якби марсіанський реголіт не «дихав », сезонна міграція води до екватору було б неможливою, вода моментально б захватывалась в «холодних пастки «на кордоні полярною шапки.

.

Рис. 7. Меридіональний транспорт водяної пари (рис. внизу) і аерозолю (рис. вгорі) у атмосфері Марса поблизу афелію за результатами чисельної моделі загальної циркуляції. Квітами вказані концентрації в ppm (масова частка * 10−6), шкала дана з боку кожного малюнка. Стрілки позначають щільність потоку кожної домішки, тобто. призведение концентрації та зонально-средней швидкості.

Однако попередній аналіз даних спектрометра ТЕС не підтвердили настільки радикального відмінності двох півкуль. Схоже, що адже її з кінці 70-х обробка спектрів MAWD виявилася схильна до систематичним помилок, пов’язаним з ефектом пилових бур, що виникають у перигелії і екрануючих поглинання в молекулярних шпальтах води. Можливо, що ця, стала два десятиліття класичної картина марсіанського гідрологічного циклу невдовзі поступиться місце сучаснішим уявленням.

Как будь-яка пустеля, Марс завжди залишає заплутавшему досліднику надію. А обраним обіцяє великі спокуси. А нам, грішним, не зайве вкотре порадіти за нашу Землю — гостинне пристановище будь-якої живої тварі.

Список литературы

1.Мороз, В.І., 1964. Інфрачервоний спектр Марса (1.1 — 4.1 мкм) — Астрономічний журнал, т.41, з. 350.

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

3.Kahn, R. 1985 The evolution of CO2 on Mars. Icarus, 62, 175−190.

4.Leovy, C.B. An evolving perspective on the atmosphere and surface of Mars. BAAS #33.02, 2000.

5.Hoffman, N. 2000. White Mars: a new model for Mars «surface and atmosphere based on CO2. Icarus, 146, 326−342.

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

7.Clancy, R. T.; Grossman, A. W.; Wolff, M. J.; James, P. B.; Rudy, D. J.; Billawala, Y. N.; Sandor, B. J.; Lee, P. S. W.; Muhleman, D. O. 1996. Water Vapor Saturation at Low Altitudes around Mars Aphelion: A Key to Mars Climate? Icarus, 122, 36−62.

Для підготовки даної роботи було використані матеріали із сайту internet.