Вода на Марсі

МІНІСТЕРСТВО ОСВІТИ ТА НАУКИУКРАЇНИ
НАЦІОНАЛЬНИЙУНІВЕРСИТЕТ ім. Шевченка
Фізичний факультет, кафедраастрономії
ДИПЛОМНА РОБОТА З ТЕМИ:
Водана Марсі

Виконала: студенткаV курсу
Група 105 ФА
Туполець Оксана
Київ 2010

Вступ
Марс- четверта планета Сонячної системи; він міститься в півтора рази далі відцентрального світила, ніж Земля. Така віддаленість є однією з причин того, щотемпература на поверхні Марса коливається (залежно від широти та часу доби) вмежах від -100 °С до +27. Марсіанський рік триває 687 земних діб, добапрактично дорівнює земній. Діаметр Марса удвічі менший за діаметр нашоїпланети. Сила тяжіння на марсіанській поверхні становить 0,4 земної. Планетупокрито пісками червонуватого відтінку, за що вона й дістала назву Червоної.Незважаючи на те, що марсіанська атмосфера у 100 разів розрідженіша від нашої,на Марсі бушують сильні пилові бурі, які часом стають глобальними. РельєфЧервоної планети — це рівнини, метеоритні й вулканічні кратери, гори. Найвищагора зветься Олімп; її висота сягає 27 км. На Марсі є також велетенський розломзавдовжки близько 4 000 км і дві полярні шапки. Хімічний склад атмосфери такий:вуглекислий газ — близько 95%, невелика кількість азоту (близько 3%), аргону(приблизно 1,5%), кисню (0.15%). Концентрація водяної пари невелика, і вонасуттєво змінюється залежно від сезону.
Однакє всі підстави вважати, що води на Марсі немало. На таку думку наводять системидолин протяжністю в сотні кілометрів, дуже схожі на висохлі русла земних річок,причому перепади висот відповідають напряму течій. Деякі особливості рельєфуявно подібні до вигладжених льодовиками ділянок. Оскільки ці форми добрезбереглися (не встигли ні зруйнуватися, ні покритися дальшими нашаруваннями),то вони мають відносно недавнє походження — у межах останнього мільярда років.Давно були висловлені припущення, що вода на Червоній планеті існує й тепер,але як мерзлота. Це зумовлено тим, що на Марсі за дуже низьких температурбудь-яка відкрита водна поверхня швидкої береться кригою, яку через короткийчас засиплють пил і пісок. Вельми ймовірно, що внаслідок низькоїтеплопровідності льоду під його товщею місцями може залишатись і рідка вода.
Повідомленняпро воду на Марсі з'являються в украй суперечливих інтерпретаціях. Одніагентства оголошують, що «виявлено декілька водних басейнів», другі — щознайдено лише «ознаки води в пористих, скельних породах, котрі залягають наглибині декількох сотень метрів під поверхнею», треті — що «вперше вдалосявиявити сліди наявності води і в наші дні на поверхні». І все ж на деякихфотографіях Марса, зроблених різними космічними апаратами, видно, що поверхняпланети і тепер активно перетворюється. Так, на схилах великих каньйонів; іметеоритних кратерів чітко видно яри та вимоїни, біля підніжжя яких єхарактерні конуси, що зазвичай з'являються в результаті розмиву піщаних порід.Як і на Землі, для геологів усе це служить явним свідченням водної ерозії,причому, за багатьма ознаками, вода була там зовсім недавно, а можливо, ідонині продовжує свою геологічну дію.
У1877 р. італійський астроном Джованні Скіапареллі (1835-1910), спостерігаючиМарс у телескоп, виявив, що його поверхню ніби розкреслено прямими темнимилініями, які вчений назвав каналами. Довгий час уважали, що їх створили розумніістоти. Згодом, коли з'явилися потужніші телескопи, астрономи з'ясували, щоніяких каналів немає, а є лише гірські хребти, розломи й інші природні деталірельєфу, котрі здалеку спостерігач сприймає як прямі лінії. Таким чином, каналивиявилися оптичним обманом, а разом із цим зазнала невдачі перша спроба знайтижиття на Марсі. Проте пізніше на Червоній планеті були виявлені об'єкти, дужесхожі на висохлі русла річок. За однією з гіпотези мільйони років томуатмосфера на Марсі мала інший склад, була щільнішою й теплішою, а по планеті,можливо, текли річки. Отже, там могло існувати і життя (принаймні, у формібактерій), яке після настання марсіанського «льодовикового періоду» сховалосявід холоду, вітрів та ультрафіолетового випромінювання під поверхню. У всякомуразі, деяке земні мікроорганізми змогли б вижити навіть за таких суворих умов.
У1976 р. американські вчені спробували відповісти на питання щодо існуванняжиття на Марсі, для чого здійснили ретельно продумані ну серію експериментів наповерхні Червоної планети. Ці досліди виконували прилади, розміщені на спускнихапаратах двох космічних зондів «Вікінг», що були запущені 20 серпня та 9вересня 1975 р. Зонд «Вікінг-1 після 10 місяців польоту вийшов на орбітунавколо Марса і ще через місяць, 20 липня 1976 р., висадився на марсіанськуповерхню в області» Хриса. Умови в місці посадки спускного апарата виявилисядосить суворими.
Рентгенівськийфлуоресцентний спектрометр передав попередні відомості про склад марсіанськогоґрунту: 12-16% заліза, 13-15% кремнію, 3-8% кальцію, 2-7% алюмінію, 0.5-2%титану і т.д. Другий апарат висадився 3 вересня на Рівнині Утопія за 7 400 кмвід «Вікінга-1» і на 1 400 км ближче до північного полюса. Там умови виявилисямайже такими ж. Основне завдання «Вікінгів» полягало в пошуку мікроорганізмівна Марсі. Тому в першу чергу всіх цікавили результати експериментів із забору йаналізу зразків грунту. Невдовзі, 31 липня, аналізатор газообміну «Вікінга-1»після двох годин інкубації показав 15-кратне збільшення вмісту кисню протинорми. Через 24 години концентрація кисню зросла ще на 30%, але потім сталазнижуватися й через тиждень упала до нуля. У другому експерименті частину пробизавантажили в резервуар із живильним бульйоном, у якому були радіоактивніатоми. Аналізатор детектував виділення газів і виявив збільшення вмістудвоокису вуглецю, причому майже таке, як і під час аналізу біологічно активних зразківземного фунту. Та незабаром і в цьому приладі рівень виділень упав майже донуля. Третій експеримент був націлений на реєстрацію поглинання ізотопу вуглецюІ4С можливими органічними сполуками марсіанського ґрунту. При цьомумарсіанський вуглець І2С був замінений на радіоактивний І4С,а грунт був освітлений променями, подібними до сонячних. Такий експериментпроводили тому, що в земних умовах мікроорганізми дуже добре засвоюютьвуглекислий газ. Пробу марсіанського ґрунту нагрівали, щоб виявити засвоєнийрадіоактивний вуглець С. Цей експеримент дав неоднозначний результат: вуглецьто засвоювався марсіанським ґрунтом, то ні На «Вікінгу-2» виділення кисню зізразків проходило набагато повільніше, ніж на «Вікінгу-1». Однак учені дійшливисновку, що ці результати не можна пояснити лише хімічними реакціями. Основнийвисновок, який вдалося зробити за результатами проведених експериментів, бувтакий: або кількість мікроорганізмів у місцях посадок «Вікінгів» мізерно мала,або їх там немає взагалі.
Оскількиз допомогою двох стаціонарних станцій «Вікінг», використовуючи біологічніаналізатори, не вдалося знайти ознак життя, то перед марсоходами «Спіріт»(Брігії) та «Опортьюніті» (Орропипігу) було поставлене завдання шукати слідирідкої води, що залишилися в геологічних формаціях. Тепер умови на поверхніМарса такі, що вода в рідкому стані там існувати не зможе: вона замерзне йшвидко випарується в холодній і надзвичайно розрідженій атмосфері. Разом з тим,з аналізу знімків, зроблених з борту штучних супутників Марса, на поверхніЧервоної планети виявлено численні річкові русла, де раніше були притоки,острови, рукави й заводі. Це означає, що в минулому клімат там був інший, такщо рідка вода могла текти по поверхні планети. Однак, для того, щоб «промити»річкове русло, досить і короткочасного викиду великої водної маси, а от длязародження життя потрібен вельми тривалий період вологого клімату. Саме томумарсоходи були націлені на пошук геологічних утворень, формування якихвідбувалося за наявності водойм із тривалим часом існування. Такі сліди можутьсвідчити про те, що колись потрібні умови для зародження життя на Марсівсе-таки були.
Зцієї причини марсоходи були спрямовані в такі райони, де сліди води можна булоб відшукати з найбільшою ймовірністю. Так, «Спіріт» здійснив посадку в кратеріГусєва (15° південної широти, 185 західної довготи). Діаметр цього кратера — близько 180 км, він за розмірами як Аральське море. У кратер упадає руслодавньої ріки, в якому тепер немає води. Вивчення знімків із супутниківпоказало, що в минулому кратер Гусєва міг бути озером. Другий марсохід — «Опортьюніті» — опустився на плато Меридіана у кратері Ігль («Еаg1е» — так називався місячний модулькорабля «Аполлон-11» — першої експедиції людей на Місяць 1969 р.). Це місцерозташоване майже на екваторі, на протилежному щодо кратера Гусєв боці Марса. Уцьому районі, на основі спостережень із супутників, виявлено підвищенуконцентрацію гематиту — залізовмісного мінералу, який на Землі утворюєтьсятільки у водному середовищі.

1. ТЕОРІЯРОЗВИТКУ ПОДІЙ НА МАРСІ
Незважаючина те, що період бурхливої вулканічної активності Марса вже в далекомуминулому, з геологічного погляду планета все ще жива. Деякі знахідки даютьзмогу припустити, що на Марсі і тепер є місця вулканічної активності. Мова йде провідкладення, які характеризуються широким спектром найрізноманітніших мінералів- від украплень олівіну в базальтових породах до насичених кремнієм гранітів.Фізик Вінсент Чеврір (Уіпсепі Спеугіег) з Арканзаського університету (США)розрахував термодинамічні умови для утворення глинистих відкладень на Марсі тадійшов висновку, що вуглекислого газу в атмосфері планети могло бутинедостатньо для парникового ефекту. Хоча є численні ознаки наявності в минуломуі, можливо, тепер рідкої води на поверхні Марса, залишається неясним, що самепривело до підвищення температури й танення льоду на планеті. В. Чеврір узяв заоснову своїх розрахунків склад глинистих мінералів, виявлених у найдавнішихпластах, вік яких приблизно 4-4.5 млрд. років. Для утворення глини потрібнарідка вода: це доводять процеси, що відбуваються на Землі.
Длятого, щоб сформувалася глина, вода має перебувати в рідкому стані доситьтривалий час, а для того, щоб атмосфера могла утримувати сонячне тепло, в їїскладі має бути певна кількість так званого парникового газу. Найпоширенішимпарниковим газом є вуглекислий газ. Проте, як відмічено вище, результатирозрахунків В. Чевріра показали, що вуглекислого газу в марсіанській атмосферімогло бути недостатньо для істотного підвищення температури. До того ж, якбийого було досить, то це зумовило б утворення, крім глин, ще одного мінералу — карбонату. Разом з тим, карбонати на Марсі довгий час не були виявлені.
Автоматичнаміжпланетна станція (АМС) «Марс-експрес» тепер завершила мінералогічнекартографування поверхні Червоної планети. На підставі отриманих даних сталоясно, що великі об'єми відкритої води все ж могли існувати на планеті, хоча йдуже давно. Аналіз здобутої інформації показав, що геологічна історія Марсарозділяється на три ери. Учені назвали їх за латинськими найменуваннямимінералів, котрі переважали впродовж відповідної ери.
Першаера, філлоціанова (Phillocian), тривала 4.5-4.2 млрд. роківтому. Вона характеризується утворенням глинистих силікатів (філлосилікатів),для чого було потрібне багате водою лужне середовище. Відповідно до новихнаукових даних на Марсі виявлено тисячі місць із філлосилікатами, розташованимипо всій поверхні. Шари порід, на які мільярди років тому вода мала певнийвплив, лежать під молодшою вулканічною породою, але в багатьох місцяхфіллосилікати виходять на поверхню. Після глобальної зміни марсіанськогоклімату, викликаної, імовірно, вулканічною активністю, почалася нова ера — тейікіян (Theiikian), що тривала від 4.2 до 3.8млрд років тому. Тоді в атмосферу надходила велика кількість сірки, анавколишнє середовище стало дуже кислим; вода та сірка, реагуючи, утворювалисульфати. Близько 3.8 млрд років тому настала третя ера — сідеріканська (Siderikan). Води на поверхні Марса незалишилося — вона збереглася як дві снігові шапки на його полюсах. У результатіцих процесів сформувалися залізні окисли, які не гідратуються. Наявністю самеїх зумовлений червоний колір поверхні планети. Учені встановили найбільшперспективні області для пошуку слідів життя на Марсі, які латиною подаютьсятак: Terra Meridiani, Arabia Terra, Marwith Vallis, Syrtis Major і Nili Fossae. Саме в названих місцях можуть бутиглинисті породи, де, можливо, зберігаються відбитки минулого життя.
РівнинаЕллада, розміщена недалеко від південної полярної області, являє собою басейнзавширшки близько 2 000-3 000 км. У глибину кратер цього басейну звужується до1 500 км. Його оточують викиди породи, через що він схожий на воронку відвибуху. Крім того, на поверхні рівнини спостерігаються аномальні збільшеннясили тяжіння (так звані маскони), що свідчить про більшу щільність порід підними. Дослідники звернули увагу на ланцюжок з п'яти велетенських кратерів:Аргір (Argyre), Еллада (Hellas), Ізіда (lsidis), Toмaзiя (Thaumasia), Утопія (Utopia), які лежать на одній дузівеликого кола (координати його центра: 30° південної широти, 175° східноїдовготи) Особливості розташування й приблизно однаковий вік дали змогуприпустити, що всі ці кратери утворилися одночасно в результаті одного й того жкатаклізму. Причиною його міг бути розпад і падіння фрагментів великогоастероїда, який рухався навколо Сонця по тій же орбіті, що і Марс. Цей астероїдбув істотно більшим від того, зіткнення з яким викликало загибель динозаврів наЗемлі. Унаслідок такого могутнього зіткнення марсіанські полюси змістилисяприблизно на 90 і опинилися поблизу колишнього екватора. Розрахунки допомогливідновити параметри удару, завданого цим астероїдом Марсові. Ударна хвилядісталася до протилежної півкулі, а сферична форма планети сфокусувала її симетричнодо кратера Еллада. Саме там — на протилежному від нього боці — міститься групанайвищих у Сонячній системі вулканів. З тієї ж причини відбулись і численнірозломи кори. Водночас описані глобальні зіткнення вплинули на щільністьмарсіанської атмосфери й загальний клімат планети.
Зарозрахунками, до цієї події тиск атмосфери Марса міг досягати 300 мбар, тоді яктепер він не перевищує 10 мбар у найглибших місцях. У той час на Марсі моглиіснувати відкриті водойми, навіть річки, що впадали у великі моря, особливо впівнічних низинних областях. Правда, «океан» теперішньої північної півкулі маврозміщуватися в районі сучасного екватора. Це мало збільшити ексцентриситетмарсіанської орбіти. У результаті такого радикального зсуву полярних іекваторіальних зон Марс за відносно невеликий проміжок часу позбувся майже всіхзапасів води на поверхні, перетворившись на безводну пустелю. Свідченням цьогоможуть бути реліктові залишки стародавніх полярних шапок — темні області векваторіальних широтах. Деякі з них, можливо, містять і в наші дні запасильоду, приховані в надрах Марса. Після зникнення рідкої води з поверхніосновним її джерелом стали полярні шапки. Якщо поклади льоду ще залишилися підповерхнею Червоної планети, то тепер їх треба шукати поблизу екватора.
2. МАРСІАНСЬКА ГІДРОЛОГІЯ
Марс,хоча й схожий тепер на пустелю, має досить складний гідрологічний цикл. Назнімках з великої відстані видно північну й південну полярні шапки та глобальнусистему хмар, яка оперізує тропіки планети, особливо, коли вона проходитьафелій. У середніх широтах часом помітні ще хвильні атмосферні структури,аналогічні до тих, що їх породжують циклони й антициклони на Землі.
Згідноз недавніми кількісними оцінками, північна полярна шапка містить приблизно 1.2млн км3 льоду. Це близько половини крижаного купола Гренландії або 4% від запасівводи в антарктичному льодовику. Атмосферні запаси води на Марсі дуже малі. Утакій холодній атмосфері, як марсіанська, де вдень температура рідко досягає300 К, а вночі стає нижчою за 170 К, утримати помітну кількість водяної паринеможливо. Якщо всю водяну пару, що міститься в марсіанському повітрі,сконденсувати, то вийде плівка завтовшки декілька десятків мікронів. Щеодин-два мікрони сконденсованої води міститься в хмарах. Здавалося б, за такихумов навіть розмови про гідрологію утрачають сенс, але насправді так званийкругообіг води цілком можливий і в такій слабкій атмосфері, як марсіанська.Марс — це найближча до Землі за основними кліматичними параметрами планетаСонячної системи. Саме на цьому природному полігоні можна відпрацьовуватикліматичну систему, подібну до земної. Розібратися в деталях марсіанськогоклімату означає глибше зрозуміти земний клімат і цим самим ще на крокпросунутися в спробі визначити неодмінні й достатні умови для розвиткубіосфери. Питання проте, куди поділася марсіанська вода, виникало ще в докосмічну епоху, коли потужністьводозапасів північної полярної шапки оцінювали на основі наземних інфрачервонихспостережень. Адже якщо Марс формувався в умовах, близьких до умов формуванняінших планет земної групи, з одного й того ж газово-пилового диску, то ікількість летких речовин, утому числі води, на Марсі й інших планетах земноїгрупи має бути приблизно однаковою. Більше того, Марс як планета, близька зарозміщенням до планет-гігантів, мав би бути навіть дещо збагаченим леткимиелементами проти Землі. Це пов'язано з тим, що зона початкового формуванняЗемлі була тепліша від марсіанської зони. Такі ж міркування приводять довисновку, що і та частина гідросфери, котра була привнесена під час ударівкометних тіл на стадії інтенсивного бомбардування, для Марса мала б бутипринаймні такою ж потужною, як і для Землі. Відомі тепер механізми втратилетких речовин (такі, як вибуховий парниковий ефект, що, ймовірно, привів до практичноповної 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 помереженимканьйонами, що схожі на висохлі русла річок, а в «гирлах»" великих рівнинбули знайдені структури осадового походження, аналогічні шельфам та островам удельтах річок (рис. 1).
/>
Рис.1

Такіфотознімки не могли не породити гіпотезу, яку вперше висловив Дж. Поллак зколегами, що близько 3.5 млрд. років тому на Марсі було тепло й волого, планетуоповивала щільна атмосфера, текли річки та бушували океани [5]. Упродовж 1980-хі 1990-х pp. гіпотеза «теплого вологого ранньогоМарса» була явно панівною. Вона, проте, вимагала пояснення: а що ж відбулосязгодом, 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 основноїскладової атмосфери планети. Тепер атмосферний тиск на Марсі близький допотрійної точки води. Р. Кан припустив, що поки тиск перевищував цю величину, ватмосфері діяв один з відомих у геохімії циклів — карбонатно-силікатний, тепердостатньо активний на Землі. Він полягає в тому, що вуглекислий газрозчиняється в краплинах хмар, а потім осідає, переноситься в грунт і там береучасть у ланцюжкові реакцій, зумовлюючи врешті-решт відкладення карбонатів восадових породах. У результаті тектонічних процесів карбонати дрейфують домантії, де за відносно невеликих температур (~900 К) розкладаються. Вуглекислийгаз, що вивільняється при цьому, з вулканічними викидами потрапляє знову ватмосферу. Гіпотеза Р. Кана має низку труднощів. Зокрема, якщо карбонатинакопичувалися протягом тривалого часу, то вони й тепер мають бути вмарсіанських породах. Проте дистанційні спостереження не виявили карбонатів наМарсі.
Багатодослідників указують, що марсіанські русла надто глибокі та надто прямі, щоббути руслами річок у нашому звичному розумінні. Наприклад, глибина долиниНіргал — приблизно 1 км. Хоч вона й має нахил від витоку до гирла, рівниннірічки на Землі значно звивистіші, і це за майже втричі сильнішу гравітацію.Решта долин за кількісними характеристиками істотно відрізняється від земнихрічок. Але такі русла є достатньо близькими до долин в земних льодовиках.Можливо, саме льодовики відповідають за формування мережі каньйонів [3]. Дотого ж, знайдений у марсіанських породах гематит [2] свідчить прогідротермальну активність, причому у відносно недавню історичну епоху.Наявність такого мінералу може вказувати нате, що у товщі вічної мерзлоти єумови для утворення досить великої (завтовшки 30-100 м і діаметром до 10 км)лінзи рідкої води, яку підігріває локальна тектоніка. У деяких випадках лінзаможе перегрітися і навіть закипіти. Тоді витіснення води масою понад 1015г на поверхню приведе до формування катастрофічного селевого потоку, якийстворить глибокий каньйон. Істотним є те, що в такому разі тектиме вже не рідкавода, а суміш грязі, льоду й пари, причому тектиме лише епізодично. Наскількитаким механізмом удасться пояснити реальний марсіанський рельєф, можна будесудити тільки на основі докладних чисельних розрахунків. Пошук води на Марсівизнано одним з найважливіших завдань усіх марсіанських експедицій. Крім того,що виявлення водних джерел на поверхні Марса мало б величезне значення дляастробіології, здатність Червоної планети підтримувати життя подала бнеоціненну підтримку тим ентузіастам, котрі закликають уряди Землі всерйоззадуматися над космічною експансією. Якщо на Марсі дійсно є досяжні джерелаводи, 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 1011кг водяної пари в атмосфері, а також хмари, які добре помітно як світлий туманна зображеннях, отримуваних телескопом ім. Габбла. До того ж це сезонні полярнішапки й нічні тумани, що залишають на поверхні планети мікроскопічний шар інею.І нарешті — це «дихання» реголіту та глинистого фунту, роздробленогометеоритами впродовж мільярдів років. Хоч об'єм атмосферних запасів водивідносно невеликий, саме атмосферні процеси відіграють визначальну роль упідтримці сучасного стану поверхневих резервуарів марсіанської води.Дослідження показали, що в північній півкулі води майже на порядок більше, ніжу південній. Яка причина такої асиметрії і чи має це який-небудь зв'язок ізкліматичними катастрофами минулого? Є два погляди на можливі причиниміжпівкульної 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 потенціалприблизно такий, як на північному полюсі. Крім того, північна півкуля світліша,оскільки там є більше осадових глинистих порід, що надають Марсу характернийчервонуватий відтінок, і менше давніх базальтів. Глини, як відомо, здатніабсорбувати велику кількість води. Якщо глобальне переміщення води в атмосферівідіграє невелику роль у порівнянні з локальним обміном, то нерівномірний їїрозподіл між півкулями можна було б пояснити просто різною здатністю порід, якіутворюють поверхню планети, підтримувати над нею певну кількість пари. У цьомуразі можна було б чекати, що такий несиметричний розподіл води дуже давній,принаймні не молодший за більшість сучасних осадових порід, тобто йому близькомільярда років.
Згідноз іншою гіпотезою, яку висловили Кленсі й колеги [1], причиною асиметріїповерхневих запасів води є асиметрія зміни сезонів удвох півкулях, викликанапомітним ексцентриситетом (е= 0.09) орбіти Марса. За таких умовмодуляція сонячного потоку між афелієм (точкою максимального віддалення відСонця) і протилежною точкою — перигелієм — досягає 40%. Тому тепер літо впівнічній півкулі довше й холодніше, ніж у південній. Нижча, ніж в перигелії,температура зумовлює конденсацію водяної пари в атмосфері на відносно невеликихвисотах (менших за 10 км), тобто там, де домінують направлені до екватораповітряні потоки глобального конвективного переносу. На Землі такий переносіснує тільки в тропічних широтах і є причиною пасатних вітрів. Вище рівняконденсації вода не проникає через швидке гравітаційне осідання мікронних кристалівконденсату. Цей ефект приводить, зокрема, до утворення в афелії тропічногохмарного поясу, який замикає випаровувань полярною шапкою воду в північнійпівкулі. Водночас у перигелії (у набагато тепліший період часу) хмари слабковпливають на перенос між півкулями, і вода, що сублімує з південної полярноїшапки, перемішується більш рівномірно. За геологічно короткий час такийсезонний «насос» цілком міг перекачати воду до тої півкулі, літо в якійприпадає на проходження планетою афелія орбіти.
Ураховуючи,що нахил осі обертання планети міг багато разів змінюватися в циклахМіланковича з періодом приблизно 105 років, можна вважати, що описана вищеасиметрія відносно молода і, можливо, ще змінює знак. Непрямою ознакою змінипівкуль у глобальному водному циклі служать концентричні шаруваті відкладенняполярних шапок.
Вельмиймовірно, що впродовж марсіанської історії полярні шапки багато разів мінялисямісцями. Фактично, питання про відносний внесок обох механізмів у формуванняасиметричного розподілу води — це питання про відносну роль локального обміну йглобального переносу. Однак деякі дослідники погоджуються з другою гіпотезою,причому вважають, що інтенсивний локальний обмін є неодмінною умовоюстабілізації глобального циклу, відіграючи роль дисипативого чинника. Якбимарсіанський реголіт не «дихав», то сезонна міграція води до екватора була бнеможливою, оскільки воду вмить би захоплювали «холодні пастки» на межіполярної шапки.
У2005 p. американські вченіповідомили, що розгадали ще одну марсіанську загадку, з'ясувавши, чому самепівденна полярна шапка Марса зміщена відносно його географічного південногополюса. Ця загадка турбувала дослідників ще з часів перших телескопічнихспостережень Червоної планети. Щоб виявити механізми, які впливають на положенняпівденної полярної крижаної шапки, учені використали зображення, отримані зорбітального апарата «Марс глобал сурвеєр» і комп'ютерні моделі клімату. Аналізцієї інформації показав, що наявне зміщення є результатом дії двох марсіанськихрегіональних кліматичних зон, які розташовуються по обидва боки південногополюса. Першопричиною появи двох таких різних кліматичних зон уважаютьнаявність двох величезних кратерів у південній півкулі Марса. Ландшафти цихкратерів породжують вітри, які створюють область низького тиску біля полярноїшапки в західній півкулі. Таким чином, саме кратери підтримують існування зонинизького тиску, яка домінує в районі південної полярної крижаної шапки ізберігає її в такому стані. Так, у західній півкулі області низького тиску породжуютьпрохолодну, змінну погоду й опади — сніг, котрий можна бачити як дуже яскравузону на поверхні крижаної шапки. А в східній півкулі часто виникають умови дляутворення своєрідної відлиги через теплішу погоду та відносну ясність. Саме цеі є причиною східно-західної асиметрії форми південної полярної шапки Марса(рис. 2).
/>
Рис. 2
3. ЗАМЕРЗЛА ВОДА НА МАРСІ
Сучаснавеличина тиску марсіанського повітря, який становить 0.006 тиску земноїатмосфери, дещо менша від потрійної точки води. Це означає, що тепер на Марсіне можуть існувати відкриті водоймища, а вода на планеті міститься або як вічнамерзлота в товщі ґрунту, або як відкриті льоди та сніг, а також у дуженевеликій кількості — в атмосфері у газоподібному стані. Водоймище, якби воноіснувало, неминуче б замерзло і випарувалося би під впливом сонячноговипромінювання. Однак таких замерзлих водоймищ на Марсі немає, а єдиний відомийвеликий резервуар водяного льоду — це північна полярна шапка (рис. 3). Зазначмо,що південна полярна шапка складається головним чином із замерзлої вуглекислоти.
/>
Рис.3
Науковаінформація, передана з КА «2001 Марс-одіссея», свідчить про наявність наЧервоній планеті великої кількості водяного льоду. На знімках Марса можнарозгледіти контури каналів, заплав, навіть цілий океанський басейн у північнійпівкулі. Річкові русла на Марсі виявлено ще в 70-х pp. минулого століття. Учені припускали, що в періоди після катастроф Марсзмінювався і протягом кількох десятиліть (щонайбільше століть) клімат стававусе теплішим і вологішим; потім холод знову повертався — і так до наступногокатаклізму. Доводом на користь катастрофічного походження наявного рельєфу єте, що виявлені річкові долини практично не мають анінайменших ознак приток,які впадають в головне русло. Це свідчить про те, що річки не були такимирозгалуженими, як земні. Марс після кожної катастрофи неминуче зновуохолоджувався, так що вода замерзала. Таким чином, зима на Марсі була майженескінченна, її порушували тільки короткочасні періоди, коли йшли гарячі дощіта мали місце великі повені. І хоча Марс, можливо, не мав умов, сприятливих длявиникнення білкових форм життя, проте він зможе надати своїм майбутнімколоністам цілком достатні запаси води, які збереглися у формі льоду.Марсіанський лід був знайдений у північній крижаній шапці, а пізніше — і підповерхневим шаром у південній півкулі. Тоді група фахівців з американськогоуніверситету в Аризоні представила перше свідчення про наявність водяного льодубіля марсіанського південного полюса, використовуючи інформацію, здобутуінфрачервоною камерою на борту КА «2001 Марс-одіссея». Ті наукові дані далиаргументи на користь теорії, згідно з якою «сухий лід» лише зверху покриваєпоклади водяного льоду. При цьому в південній півкулі вуглекислий шар має бутидосить тонким: запаси замерзлої води вдалося виявити безпосередньо під шаромпилу завтовшки 2-7 мм. Крім того, з допомогою гама-спектрометра знайшли великукількість водню під поверхнею Марса в південній півкулі і на великих відстаняхвід полярної шапки. Цей водень, скоріш за все, входить до складу водяногольоду, а виявлені запаси води можуть бути всього лише «вершиною айсберга».
Докладнізнімки 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 нижчезнімках (рис. 4) можна відмітити досить цікаву обставину: лінії уступів удолинах марсіанських льодовиків виглядають, на відміну від таких утворень наЗемлі, практично не пошкодженими і не розмитими. Учені пояснюють це тим, що наМарсі льодовики в основному не танули, як на Землі, а відразу ж перетворювалисяв пару (сублімували) через дуже розріджену марсіанську атмосферу.

/>
Рис.4
Наоснові результатів дистанційного зондування Марса вчені Європейськогокосмічного агентства (ЄКА) дійшли висновку, що запаси води на Червоній планеті,як і раніше, надзвичайно великі. Імовірно, вона зберігається у великихпідземних резервуарах. Адже аналіз ерозійних процесів на поверхні Марса даєзмогу припустити, що океан завглибшки в середньому 600 м міг покривати всюпланету, а марсіанська атмосфера все ж містила достатньо двоокису вуглецю, щобпідняти середню температуру на планеті вище за 0° С. Нова спостережнаінформація показує, що такий марсіанський океан упродовж усієї геологічноїісторії планети мав би втратити тільки декілька сантиметрів.
Наведеніна рис. 5 зображення північної полярної шапки Марса вперше показують шариводяного льоду й пилу в перспективному уявленні. Тут можна виявити майжедвокілометрові кручі, а також темнуватий матеріал у структурах, схожих на земнікальдери — казаноподібні западини з крутими схилами й рівним дном, щоутворилися внаслідок провалу вершини вулкана, а іноді — і прилеглої до ньогомісцевості. Просторі області, покриті дюнами, можуть складатися з вулканічноїзоли. Поблизу марсіанського північного полюса «Марс-експрес» виявив цілі полявулканічних конусів, причому деякі з них досягають висоти 600 м. Цілкомімовірно, що їх можна вважати свідченням зовсім недавньої вулканічноїдіяльності на Марсі. Разом з тим питання про сучасну вулканічну діяльність наЧервоній планеті все ще залишається відкритим.
/>
Рис.5
Одназ найбільших систем каналів на Марсі — долина Касея. Вона містить багатодоказів льодовикової та річкової активності, що супроводжувала велику частинугеологічної історії планети. Вимоїни на дні названої долини (її координати — приблизно 29 північної широти, 300° східної довготи) були зафіксовані з висоти272 км. Сліди розмивання в долині найімовірніше виникли під впливомльодовикової, а не водної ерозії. Льодовик, що створив цю долину, жививсяводами каньйона Ехуса (рис. 9), яку знизу підігрівали вулкани. Ця вулканічнаактивність і зумовила появу великих потоків талої води зовсім недавно згеологічного погляду — 20 млн. років тому. Перспективне зображення каньйонаЕхуса свідчить про те, що на поверхні Марса рідка вода була ще мільярди роківтому. Пізніше, коли планета остигла, озера замерзли й сформували льодовики, якісвоїми потоками «порізали» долину Касея. Одним з доказів такої теорії є те, щодно «каналів» міститься нижче від гіпотетичного рівня марсіанського океану. Ценеможливо для води, але здійснено для льоду.
Донедавнапрямих доказів наявності води на Марсі виявити не вдавалося. І тільки влітку2000 р. міжпланетна станція «Марс глобал сурвеєр» виявила на поверхні планетиструктури, які могли виникнути тільки під впливом потужних потоків води. А напочатку осені того ж року на переданих з Марса фотознімках гірських масивівпланети було зафіксоване величезне крижане озеро, під льодом якого може бути йвода. Цей висновок дав змогу зробити припущення, що вік вимоїн на крутих схилахмарсіанських гір міг бути всього один-два роки. А 2003 р. на Марсі впершевиявлено карбонати — солі вугільної кислоти. Ці сполуки входять до складувосьми десятків земних мінералів, які становлять близько 2% маси кори нашоїпланети, а утворюються вони (карбонати) лише за наявності води й вуглекислогогазу. Таким чином, це відкриття підкріпило гіпотезу, згідно з якою в далекомуминулому на Марсі були великі запаси води.
Черезчотири дні після того, як марсохід «Опортьюніті» знайшов на Марсі свідчення пронаявність вологого середовища в камені, який учені назвали «Капітан» («El Capitan») (виявлено велику концентрацію сірки в солях магнію та залізай інших сульфатах), його «колега» — марсохід «Спіріт» також досяг головної метиекспедиції, виявивши сліди дії води в камені, який згодом дістав назву «Хемфрі»(«Humphrey»). Проникши з допомогою свердлавсередину каменя, «Спіріт» установив, що в ньому є порожнечі, які утворилисявнаслідок дії води. Крім того, марсохід знайшов у цих порожнечах відкладеннямінералів, які можуть утворюватися тільки за наявності води. Усі ці знахідкидали змогу вченим оголосити про те, що місії «Опортьюніті» та «Спіріт» єуспішними.
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, ймільярди. Та після липня 2005 р. вченим знову довелося переглянути своївисновки. Саме тоді фахівці з ЄКА повідомили, що на Марсі виявлено замерзлуводу на відкритій поверхні планети (рис. 6). На фотознімку, зробленому з бортуКА «Марс-експрес», у високих північних широтах планети був зареєстрованийкратер з покладами льоду на дні. Температура й тиск у тому районі такі, що тамне може бути твердого двоокису вуглецю — так званого сухого люду.

/>
Рис.6
Крижанийдиск, добре видимий і досить чистий, лежить на дні кратера (діаметр його 35 км,глибина — близько 2 км), розташованого на рівнині Вастітас (Vastitas Borealis). На знімках виявлено також слабкісліди льоду (іній) на краю кратера та на його стінках. Дослідження того ж 2005р. верхніх шарів Червоної планети з допомогою радара «МАРСІС» (MARSIS — Mars Advanced Radar for Subsurface and Ionospheric Sounding) на глибинах до кількох тисяч метріввиявили, що під поверхнею Марса є велика кількість води в замороженому стані.Найбільші скупчення льоду зафіксовано в полярних областях і в підземномукратері, розміщеному в середніх північних широтах у районі Хриса (Chryse Planitia). Наявність водяного льоду в грунтіпоблизу екватора можна пояснити дуже низькою теплопровідністю фунту, колидобове прогрівання досягає невеликої глибини.
Фахівцівважають, що неглибоко під тонким шаром пилу є велике замерзле море площею800x900 км (рис. 7). Імовірно, що воно близько 5 млн років тому замерзло, а лідпокрили пізніші відкладення.

/>
Рис.7
 
4. ПОТОКИ ВОДИ НА МАРСІ
Наоснові вивчення знімків учені встановили зв'язок між вулканічною активністю тапотоками води на Марсі. У результаті вулканічної діяльності лід під поверхнеюпланети може танути, а вода просочуватиметься назовні. Деякі з цих потоківмають досить молодий за геологічними мірками вік. Наприклад, біля підніжжявулкана Олімп камери з орбітальних космічних апаратів виявили сліди потоків,які були там приблизно 30 млн. років тому.
Багатофотографій учені отримали завдяки зонду НАСА «Марс глобал сурвеєр» у 1999 та2001 pp. Повторне повномасштабне зніманнязробили 2004 р. та 2005 р. Аналіз наукових даних дав змогу виявити зміни, якімогли б відбутися лише за участі води. Так, у вимоїнах були виявлені яскравозабарвлені відкладення, яких не було на раніше зроблених знімках. Цівідкладення — можливо, грязь, сіль або іній — залишилися від потоків води. Митепер розуміємо, що Марс геологічно активніший, ніж учені вважали раніше, і щоця активність зосереджена в середніх широтах.
І,нарешті, недавно були знайдені структури (не старші від кількох десятків роківчи навіть декількох років), схожі на сліди рідкої води, що просочується з-підкори вічної мерзлоти. Характерно, що всі такі «джерела» виявлено на північнихсхилах глибоких каньйонів у північній півкулі та на південних схилах упівденній півкулі, де атмосферний тиск хоч і ненадовго, але дає змогу зберегтиводу від моментального холодного закипання. Тобто на фотографіях, зробленихрізними КА, виявилося, що поверхня Червоної планети і тепер активноперетворюється і показує явні свідчення водної ерозії. Причому, за багатьмаознаками, вода була тут зовсім недавно, а можливо, і донині продовжуєгеологічну діяльність. Це означає, що вслід за відкриттям наявності води наМарсі у твердій фазі стає дуже вірогідним припущення про її наявність і врідкій фазі. Зображення на знімках (рис. 8), зроблених 2005 р. зондом «Марсреконайсенс орбітер» у кратері в області Землі Сирен (Terra Serenum), дуже схожі на сліди рідини, якатече. На знімку того ж кратера, зробленому іншим штучним супутником Марса шістьроків тому, такого потоку не було. Скоріш за все, це означає, що по поверхніМарса після 1999 р. протікала рідина.
/>
Рис.8

Самепісля аналізу повторних (на інтервалі декількох років) знімків одних і тих жеділянок марсіанської поверхні були отримані найнадійніші свідчення того, щовода все ще іноді тече поверхнею Марса принаймні по двох територіях поверхні.На отриманих у 2004-2005 pp. фотографіях з КА «Марс глобалсурвеєр» містяться яскраві смуги з «гіллястими» закінченнями, характерними длятак званих алювіальних потоків, яких ще не було на отриманих 1999 р. та 2001 р.зображеннях тих же місць. Адже така форма відкладень повністю відповідаєперенесенню матеріалу проточною водою.
Дослідникивважають, що ця вода просочилася з тріщин, які виникли, наприклад, післяпадіння метеорита, котрий колись пробив один з численних «підземних резервуарів»рідкої води. Згідно з оцінками фахівців, кількість води, що витекла та встиглапройти сотні метрів, була еквівалентна приблизно вмісту п'яти-десяти плавальнихбасейнів. Показаний на рисунку схил розташований у південній півкулі Марса — приблизно на 37° широти, де денні температури влітку можуть інколи перевищувати0° С. Тому наявність там води в рідкому стані цілком можлива. Крім пошуку змінна схилах учені також оцінили інтенсивність, з якою на поверхні Марсаз'являються нові кратери ударного походження. Так, 98% марсіанської поверхнівідзнято у 1999 р. і приблизно 30% поверхні планети сфотографовано ще раз 2006р. Повторні зображення показали 20 нових кратерів (рис. 9) діаметром від 2 до148 м. Ці дані особливо важливі для впевненого визначення віку різних утвореньна поверхні Марса.
Булависунута гіпотеза, що показані на рис. 9 жолоби сформовані потоками води зкаменями й піском — чимось на зразок селів. Багато з цих виносів мають жолоби,які свідчать, що по них текла рідина, імовірно, вода.

/>
Рис.9
Потрібнібули сотні епізодів сходження селів для того, щоб утворити показану на знімкахкартину. Кожен такий прорив води у верхній частині схилу веде до процесів, підчас яких конкурують випаровування (кипіння), замерзання та сила тяжіння.Індивідуальні виноси, зображені на цих знімках, були використані для приблизноїоцінки мінімальної кількості води, потрібної для утворення їх. Це було зробленеза умови, що потоки подібні до земних селів, у яких вода становить 10-30%. Дляоцінювання об'єму виносу взяли приблизну величину їхньої товщі — 2 м. За такихумов мінімальна кількість потрібної води близька до 2.5 млн. літрів.
Назнімках 2008 р. з КА «Марс реконайсенс орбітер» зареєстровано в кратері Вернал(Vernal) в області Землі Арабії (Arabia Terra) горби, схожі на джерела. Воницілком можуть бути давніми гідротермальними джерелами, якщо взяти до уваги їхнюневелику висоту й еліптичну форму. На Землі вражаюче схожими на них об'єктами єгарячі джерела в Австралії.
Такимчином, отримані останнім часом спостережні дані показують, що й сьогодні Марс єгеологічно активним небесним тілом. Вода на цій планеті суттєво впливає наформування рельєфу її поверхні. І запаси води мають бути досить великими.

Література
1. Clancy R.T.; Grossman А.; Wolff M.J.; James P.B.; Rudy D.J.; Billawala Y.N.; SandorB.J.; Lee S.W.; Muhleman D.O. Water vapor saturation at low altitudes aroundMars 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 C02on 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 climateon early Mars //Icarus.- 1987.- 71.- P. 203-224.