Рис. 1
Такі фотознімки не могли не породити гіпотезу, яку вперше висловив Дж. Поллак з колегами, що близько 3.5 млрд. років тому на Марсі було тепло й волого, планету оповивала щільна атмосфера, текли річки та бушували океани [5]. Упродовж 1980-х і 1990-х pp. гіпотеза «теплого вологого раннього Марса» була явно панівною. Вона, проте, вимагала пояснення: а що ж відбулося згодом, яка кліматична катастрофа спіткала планету, перетворивши її на холодну, практично безводну й безповітряну пустелю? Цікаве рішення запропонував Р. Кан [4], пов'язавши процеси дисипації води й вуглекислого газу як основної складової атмосфери планети. Тепер атмосферний тиск на Марсі близький до потрійної точки води. Р. Кан припустив, що поки тиск перевищував цю величину, в атмосфері діяв один з відомих у геохімії циклів - карбонатно-силікатний, тепер достатньо активний на Землі. Він полягає в тому, що вуглекислий газ розчиняється в краплинах хмар, а потім осідає, переноситься в грунт і там бере участь у ланцюжкові реакцій, зумовлюючи врешті-решт відкладення карбонатів в осадових породах. У результаті тектонічних процесів карбонати дрейфують до мантії, де за відносно невеликих температур (~900 К) розкладаються. Вуглекислий газ, що вивільняється при цьому, з вулканічними викидами потрапляє знову в атмосферу. Гіпотеза Р. Кана має низку труднощів. Зокрема, якщо карбонати накопичувалися протягом тривалого часу, то вони й тепер мають бути в марсіанських породах. Проте дистанційні спостереження не виявили карбонатів на Марсі.
Багато дослідників указують, що марсіанські русла надто глибокі та надто прямі, щоб бути руслами річок у нашому звичному розумінні. Наприклад, глибина долини Ніргал - приблизно 1 км. Хоч вона й має нахил від витоку до гирла, рівнинні річки на Землі значно звивистіші, і це за майже втричі сильнішу гравітацію. Решта долин за кількісними характеристиками істотно відрізняється від земних річок. Але такі русла є достатньо близькими до долин в земних льодовиках. Можливо, саме льодовики відповідають за формування мережі каньйонів [3]. До того ж, знайдений у марсіанських породах гематит [2] свідчить про гідротермальну активність, причому у відносно недавню історичну епоху. Наявність такого мінералу може вказувати нате, що у товщі вічної мерзлоти є умови для утворення досить великої (завтовшки 30-100 м і діаметром до 10 км) лінзи рідкої води, яку підігріває локальна тектоніка. У деяких випадках лінза може перегрітися і навіть закипіти. Тоді витіснення води масою понад 1015 г на поверхню приведе до формування катастрофічного селевого потоку, який створить глибокий каньйон. Істотним є те, що в такому разі тектиме вже не рідка вода, а суміш грязі, льоду й пари, причому тектиме лише епізодично. Наскільки таким механізмом удасться пояснити реальний марсіанський рельєф, можна буде судити тільки на основі докладних чисельних розрахунків. Пошук води на Марсі визнано одним з найважливіших завдань усіх марсіанських експедицій. Крім того, що виявлення водних джерел на поверхні Марса мало б величезне значення для астробіології, здатність Червоної планети підтримувати життя подала б неоціненну підтримку тим ентузіастам, котрі закликають уряди Землі всерйоз задуматися над космічною експансією. Якщо на Марсі дійсно є досяжні джерела води, то здійснити такі програми було б набагато простіше.
Відзначмо, що сучасна марсіанська гідрологія - це не тільки палеоклімат і вічна мерзлота. Адже сучасний марсіанський гідрологічний цикл охоплює близько 1011 кг водяної пари в атмосфері, а також хмари, які добре помітно як світлий туман на зображеннях, отримуваних телескопом ім. Габбла. До того ж це сезонні полярні шапки й нічні тумани, що залишають на поверхні планети мікроскопічний шар інею. І нарешті - це «дихання» реголіту та глинистого фунту, роздробленого метеоритами впродовж мільярдів років. Хоч об'єм атмосферних запасів води відносно невеликий, саме атмосферні процеси відіграють визначальну роль у підтримці сучасного стану поверхневих резервуарів марсіанської води. Дослідження показали, що в північній півкулі води майже на порядок більше, ніж у південній. Яка причина такої асиметрії і чи має це який-небудь зв'язок із кліматичними катастрофами минулого? Є два погляди на можливі причини міжпівкульної асиметрії поверхневих запасів марсіанської води.
По-перше, геологічні властивості північної та південної півкуль теж помітно різняться. Поверхня північної півкулі залягає в середньому на 3-4 км нижче від південної, де тільки на дні найглибшої западини - Еллади - гравітаційний потенціал приблизно такий, як на північному полюсі. Крім того, північна півкуля світліша, оскільки там є більше осадових глинистих порід, що надають Марсу характерний червонуватий відтінок, і менше давніх базальтів. Глини, як відомо, здатні абсорбувати велику кількість води. Якщо глобальне переміщення води в атмосфері відіграє невелику роль у порівнянні з локальним обміном, то нерівномірний її розподіл між півкулями можна було б пояснити просто різною здатністю порід, які утворюють поверхню планети, підтримувати над нею певну кількість пари. У цьому разі можна було б чекати, що такий несиметричний розподіл води дуже давній, принаймні не молодший за більшість сучасних осадових порід, тобто йому близько мільярда років.
Згідно з іншою гіпотезою, яку висловили Кленсі й колеги [1], причиною асиметрії поверхневих запасів води є асиметрія зміни сезонів удвох півкулях, викликана помітним ексцентриситетом (е = 0.09) орбіти Марса. За таких умов модуляція сонячного потоку між афелієм (точкою максимального віддалення від Сонця) і протилежною точкою - перигелієм - досягає 40%. Тому тепер літо в північній півкулі довше й холодніше, ніж у південній. Нижча, ніж в перигелії, температура зумовлює конденсацію водяної пари в атмосфері на відносно невеликих висотах (менших за 10 км), тобто там, де домінують направлені до екватора повітряні потоки глобального конвективного переносу. На Землі такий перенос існує тільки в тропічних широтах і є причиною пасатних вітрів. Вище рівня конденсації вода не проникає через швидке гравітаційне осідання мікронних кристалів конденсату. Цей ефект приводить, зокрема, до утворення в афелії тропічного хмарного поясу, який замикає випаровувань полярною шапкою воду в північній півкулі. Водночас у перигелії (у набагато тепліший період часу) хмари слабко впливають на перенос між півкулями, і вода, що сублімує з південної полярної шапки, перемішується більш рівномірно. За геологічно короткий час такий сезонний «насос» цілком міг перекачати воду до тої півкулі, літо в якій припадає на проходження планетою афелія орбіти.
Ураховуючи, що нахил осі обертання планети міг багато разів змінюватися в циклах Міланковича з періодом приблизно 105 років, можна вважати, що описана вище асиметрія відносно молода і, можливо, ще змінює знак. Непрямою ознакою зміни півкуль у глобальному водному циклі служать концентричні шаруваті відкладення полярних шапок.
Вельми ймовірно, що впродовж марсіанської історії полярні шапки багато разів мінялися місцями. Фактично, питання про відносний внесок обох механізмів у формування асиметричного розподілу води - це питання про відносну роль локального обміну й глобального переносу. Однак деякі дослідники погоджуються з другою гіпотезою, причому вважають, що інтенсивний локальний обмін є неодмінною умовою стабілізації глобального циклу, відіграючи роль дисипативого чинника. Якби марсіанський реголіт не «дихав», то сезонна міграція води до екватора була б неможливою, оскільки воду вмить би захоплювали «холодні пастки» на межі полярної шапки.
У 2005 p. американські вчені повідомили, що розгадали ще одну марсіанську загадку, з'ясувавши, чому саме південна полярна шапка Марса зміщена відносно його географічного південного полюса. Ця загадка турбувала дослідників ще з часів перших телескопічних спостережень Червоної планети. Щоб виявити механізми, які впливають на положення південної полярної крижаної шапки, учені використали зображення, отримані з орбітального апарата «Марс глобал сурвеєр» і комп'ютерні моделі клімату. Аналіз цієї інформації показав, що наявне зміщення є результатом дії двох марсіанських регіональних кліматичних зон, які розташовуються по обидва боки південного полюса. Першопричиною появи двох таких різних кліматичних зон уважають наявність двох величезних кратерів у південній півкулі Марса. Ландшафти цих кратерів породжують вітри, які створюють область низького тиску біля полярної шапки в західній півкулі. Таким чином, саме кратери підтримують існування зони низького тиску, яка домінує в районі південної полярної крижаної шапки і зберігає її в такому стані. Так, у західній півкулі області низького тиску породжують прохолодну, змінну погоду й опади - сніг, котрий можна бачити як дуже яскраву зону на поверхні крижаної шапки. А в східній півкулі часто виникають умови для утворення своєрідної відлиги через теплішу погоду та відносну ясність. Саме це і є причиною східно-західної асиметрії форми південної полярної шапки Марса (рис. 2).
Рис. 2
3. ЗАМЕРЗЛА ВОДА НА МАРСІ
Сучасна величина тиску марсіанського повітря, який становить 0.006 тиску земної атмосфери, дещо менша від потрійної точки води. Це означає, що тепер на Марсі не можуть існувати відкриті водоймища, а вода на планеті міститься або як вічна мерзлота в товщі ґрунту, або як відкриті льоди та сніг, а також у дуже невеликій кількості - в атмосфері у газоподібному стані. Водоймище, якби воно існувало, неминуче б замерзло і випарувалося би під впливом сонячного випромінювання. Однак таких замерзлих водоймищ на Марсі немає, а єдиний відомий великий резервуар водяного льоду - це північна полярна шапка (рис. 3). Зазначмо, що південна полярна шапка складається головним чином із замерзлої вуглекислоти.
Рис. 3
Наукова інформація, передана з КА «2001 Марс-одіссея», свідчить про наявність на Червоній планеті великої кількості водяного льоду. На знімках Марса можна розгледіти контури каналів, заплав, навіть цілий океанський басейн у північній півкулі. Річкові русла на Марсі виявлено ще в 70-х pp. минулого століття. Учені припускали, що в періоди після катастроф Марс змінювався і протягом кількох десятиліть (щонайбільше століть) клімат ставав усе теплішим і вологішим; потім холод знову повертався - і так до наступного катаклізму. Доводом на користь катастрофічного походження наявного рельєфу є те, що виявлені річкові долини практично не мають анінайменших ознак приток, які впадають в головне русло. Це свідчить про те, що річки не були такими розгалуженими, як земні. Марс після кожної катастрофи неминуче знову охолоджувався, так що вода замерзала. Таким чином, зима на Марсі була майже нескінченна, її порушували тільки короткочасні періоди, коли йшли гарячі дощі та мали місце великі повені. І хоча Марс, можливо, не мав умов, сприятливих для виникнення білкових форм життя, проте він зможе надати своїм майбутнім колоністам цілком достатні запаси води, які збереглися у формі льоду. Марсіанський лід був знайдений у північній крижаній шапці, а пізніше - і під поверхневим шаром у південній півкулі. Тоді група фахівців з американського університету в Аризоні представила перше свідчення про наявність водяного льоду біля марсіанського південного полюса, використовуючи інформацію, здобуту інфрачервоною камерою на борту КА «2001 Марс-одіссея». Ті наукові дані дали аргументи на користь теорії, згідно з якою «сухий лід» лише зверху покриває поклади водяного льоду. При цьому в південній півкулі вуглекислий шар має бути досить тонким: запаси замерзлої води вдалося виявити безпосередньо під шаром пилу завтовшки 2-7 мм. Крім того, з допомогою гама-спектрометра знайшли велику кількість водню під поверхнею Марса в південній півкулі і на великих відстанях від полярної шапки. Цей водень, скоріш за все, входить до складу водяного льоду, а виявлені запаси води можуть бути всього лише «вершиною айсберга».
Докладні знімки поверхні Марса, які отримала орбітальна станція «2001 Марс-одіссея», дали змогу виявити відразу декілька «живих» льодовиків у середніх широтах, далеко за межами крижаних полярних шапок Червоної планети. На наведених нижче знімках (рис. 4) можна відмітити досить цікаву обставину: лінії уступів у долинах марсіанських льодовиків виглядають, на відміну від таких утворень на Землі, практично не пошкодженими і не розмитими. Учені пояснюють це тим, що на Марсі льодовики в основному не танули, як на Землі, а відразу ж перетворювалися в пару (сублімували) через дуже розріджену марсіанську атмосферу.
Рис. 4
На основі результатів дистанційного зондування Марса вчені Європейського космічного агентства (ЄКА) дійшли висновку, що запаси води на Червоній планеті, як і раніше, надзвичайно великі. Імовірно, вона зберігається у великих підземних резервуарах. Адже аналіз ерозійних процесів на поверхні Марса дає змогу припустити, що океан завглибшки в середньому 600 м міг покривати всю планету, а марсіанська атмосфера все ж містила достатньо двоокису вуглецю, щоб підняти середню температуру на планеті вище за 0° С. Нова спостережна інформація показує, що такий марсіанський океан упродовж усієї геологічної історії планети мав би втратити тільки декілька сантиметрів.
Наведені на рис. 5 зображення північної полярної шапки Марса вперше показують шари водяного льоду й пилу в перспективному уявленні. Тут можна виявити майже двокілометрові кручі, а також темнуватий матеріал у структурах, схожих на земні кальдери - казаноподібні западини з крутими схилами й рівним дном, що утворилися внаслідок провалу вершини вулкана, а іноді - і прилеглої до нього місцевості. Просторі області, покриті дюнами, можуть складатися з вулканічної золи. Поблизу марсіанського північного полюса «Марс-експрес» виявив цілі поля вулканічних конусів, причому деякі з них досягають висоти 600 м. Цілком імовірно, що їх можна вважати свідченням зовсім недавньої вулканічної діяльності на Марсі. Разом з тим питання про сучасну вулканічну діяльність на Червоній планеті все ще залишається відкритим.
Рис. 5
Одна з найбільших систем каналів на Марсі - долина Касея. Вона містить багато доказів льодовикової та річкової активності, що супроводжувала велику частину геологічної історії планети. Вимоїни на дні названої долини (її координати - приблизно 29 північної широти, 300° східної довготи) були зафіксовані з висоти 272 км. Сліди розмивання в долині найімовірніше виникли під впливом льодовикової, а не водної ерозії. Льодовик, що створив цю долину, живився водами каньйона Ехуса (рис. 9), яку знизу підігрівали вулкани. Ця вулканічна активність і зумовила появу великих потоків талої води зовсім недавно з геологічного погляду - 20 млн. років тому. Перспективне зображення каньйона Ехуса свідчить про те, що на поверхні Марса рідка вода була ще мільярди років тому. Пізніше, коли планета остигла, озера замерзли й сформували льодовики, які своїми потоками «порізали» долину Касея. Одним з доказів такої теорії є те, що дно «каналів» міститься нижче від гіпотетичного рівня марсіанського океану. Це неможливо для води, але здійснено для льоду.
Донедавна прямих доказів наявності води на Марсі виявити не вдавалося. І тільки влітку 2000 р. міжпланетна станція «Марс глобал сурвеєр» виявила на поверхні планети структури, які могли виникнути тільки під впливом потужних потоків води. А на початку осені того ж року на переданих з Марса фотознімках гірських масивів планети було зафіксоване величезне крижане озеро, під льодом якого може бути й вода. Цей висновок дав змогу зробити припущення, що вік вимоїн на крутих схилах марсіанських гір міг бути всього один-два роки. А 2003 р. на Марсі вперше виявлено карбонати - солі вугільної кислоти. Ці сполуки входять до складу восьми десятків земних мінералів, які становлять близько 2% маси кори нашої планети, а утворюються вони (карбонати) лише за наявності води й вуглекислого газу. Таким чином, це відкриття підкріпило гіпотезу, згідно з якою в далекому минулому на Марсі були великі запаси води.
Через чотири дні після того, як марсохід «Опортьюніті» знайшов на Марсі свідчення про наявність вологого середовища в камені, який учені назвали «Капітан» («ElCapitan») (виявлено велику концентрацію сірки в солях магнію та заліза й інших сульфатах), його «колега» - марсохід «Спіріт» також досяг головної мети експедиції, виявивши сліди дії води в камені, який згодом дістав назву «Хемфрі» («Humphrey»). Проникши з допомогою свердла всередину каменя, «Спіріт» установив, що в ньому є порожнечі, які утворилися внаслідок дії води. Крім того, марсохід знайшов у цих порожнечах відкладення мінералів, які можуть утворюватися тільки за наявності води. Усі ці знахідки дали змогу вченим оголосити про те, що місії «Опортьюніті» та «Спіріт» є успішними.
Здавалося, що дослідники вже практично впевнилися - вода з Марса або зовсім випарувалася, або пішла під землю, і, можливо, відбулося це мільйони років тому, а може, й мільярди. Та після липня 2005 р. вченим знову довелося переглянути свої висновки. Саме тоді фахівці з ЄКА повідомили, що на Марсі виявлено замерзлу воду на відкритій поверхні планети (рис. 6). На фотознімку, зробленому з борту КА «Марс-експрес», у високих північних широтах планети був зареєстрований кратер з покладами льоду на дні. Температура
28-04-2015, 23:35