102 (585107), страница 2

Просмтор этого файла доступен только зарегистрированным пользователям. Но у нас супер быстрая регистрация: достаточно только электронной почты!

Текст из файла (страница 2)

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

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.

Характеристики

Список файлов ВКР