Навигация
2. МАРСІАНСЬКА ГІДРОЛОГІЯ
Марс, хоча й схожий тепер на пустелю, має досить складний гідрологічний цикл. На знімках з великої відстані видно північну й південну полярні шапки та глобальну систему хмар, яка оперізує тропіки планети, особливо, коли вона проходить афелій. У середніх широтах часом помітні ще хвильні атмосферні структури, аналогічні до тих, що їх породжують циклони й антициклони на Землі.
Згідно з недавніми кількісними оцінками, північна полярна шапка містить приблизно 1.2 млн км3 льоду. Це близько половини крижаного купола Гренландії або 4% від запасів води в антарктичному льодовику. Атмосферні запаси води на Марсі дуже малі. У такій холодній атмосфері, як марсіанська, де вдень температура рідко досягає 300 К, а вночі стає нижчою за 170 К, утримати помітну кількість водяної пари неможливо. Якщо всю водяну пару, що міститься в марсіанському повітрі, сконденсувати, то вийде плівка завтовшки декілька десятків мікронів. Ще один-два мікрони сконденсованої води міститься в хмарах. Здавалося б, за таких умов навіть розмови про гідрологію утрачають сенс, але насправді так званий кругообіг води цілком можливий і в такій слабкій атмосфері, як марсіанська. Марс - це найближча до Землі за основними кліматичними параметрами планета Сонячної системи. Саме на цьому природному полігоні можна відпрацьовувати кліматичну систему, подібну до земної. Розібратися в деталях марсіанського клімату означає глибше зрозуміти земний клімат і цим самим ще на крок просунутися в спробі визначити неодмінні й достатні умови для розвитку біосфери. Питання проте, куди поділася марсіанська вода, виникало ще в докосмічну епоху, коли потужність водозапасів північної полярної шапки оцінювали на основі наземних інфрачервоних спостережень. Адже якщо Марс формувався в умовах, близьких до умов формування інших планет земної групи, з одного й того ж газово-пилового диску, то і кількість летких речовин, утому числі води, на Марсі й інших планетах земної групи має бути приблизно однаковою. Більше того, Марс як планета, близька за розміщенням до планет-гігантів, мав би бути навіть дещо збагаченим леткими елементами проти Землі. Це пов'язано з тим, що зона початкового формування Землі була тепліша від марсіанської зони. Такі ж міркування приводять до висновку, що і та частина гідросфери, котра була привнесена під час ударів кометних тіл на стадії інтенсивного бомбардування, для Марса мала б бути принаймні такою ж потужною, як і для Землі. Відомі тепер механізми втрати летких речовин (такі, як вибуховий парниковий ефект, що, ймовірно, привів до практично повної втрати води Венерою) вимагають великих потоків сонячного випромінювання, а тому на Марсі не могли реалізуватися. Чому ж тоді немає марсіанських океанів? Ще більше запитань виникло після аналізу зображень марсіанської поверхні, здобутих КА «Марінер-9», «Вікінг-1» і «Вікінг-2» в 1970-х pp. Рельєф планети виявився помереженим каньйонами, що схожі на висохлі русла річок, а в «гирлах»" великих рівнин були знайдені структури осадового походження, аналогічні шельфам та островам у дельтах річок (рис. 1).
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
Похожие работы
... . Еще один-два микрона осажденной воды содержится в облаках. Казалось бы, всякие разговоры о гидрологии при таком положении вещей теряют смысл. Но это очень поверхностный, утилитарный вгляд. На самом деле «круговорот воды», хотя и совсем не такой, о котором нам рассказывали в школе, вполне возможен и с такой слабой атмосферой, как марсианская. И интерес к нему не случаен. Несмотря на всю свою ...
... у поверхности Tmax(K) 270 Tmin(K) 200 Среднее давление у поверхности P (атм.) 6*10-3 Средняя плотность у поверхности r (г/см3) 1,2*10-5 Для атмосферы Марса характерно низкое относительное содержание водяного пара, на уровне сотых и тысячных долей процента. Около 80% количества H2O сосредоточено в ...
... для исследования красную планету потому, что она больше других планет напоминает Землю. Собрав все данные о красной планете и проанализировав их, я собираюсь дать ответ на самый загадочный и противоречивый вопрос – «Есть ли жизнь на Марсе?», ибо ответ на него даст многое понять о истории нашей планеты и о возможном будущем.. Ведь Земля будет максимально похожа на Марс, если у нас исчезнет жизнь, ...
... изучении Марса. Экспедиции на Марс В XX веке было запущено множество космических станций на Марс. Их целью было получить как можно больше сведений о красной планете. Многие экспедиции по разным техническим причинам не достигли Марса, но большая часть всё-таки успешно достигала поверхности планеты. Именно благодаря этим экспедициям мы получили данные о составе почвы и воздуха, погодных условиях ...
0 комментариев