Гидросфера Марса: различия между версиями

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Интерактивная навигация по истории
[отпатрулированная версия][отпатрулированная версия]
← Предыдущая правкаСледующая правка →
Содержимое удалено Содержимое добавлено
ВизуальныйВики-текст
Строка 43: Строка 43:


== Вода на Марсе в прошлом ==
== Вода на Марсе в прошлом ==
=== Долгосрочные изменения климата ===
{{seealso|Климат Марса#Изменения со временем}}
Водяной лёд не может стабильно существовать на Марсе при сегодняшних климатических условиях, однако подтверждено, что он присутствует в приповерхностном слое практически повсеместно, в том числе в приэкваториальных областях. Наиболее вероятно, что он оказался там в более ранний период эволюции планеты, когда угол наклона оси вращения Марса достигал больших значений порядка 45°. Численное моделирование показало, что при этом в полярных областях, которые становятся самыми тёплыми участками, H<sub>2</sub>O и [[Углекислый газ|CO<sub>2</sub>]] сублимируются в атмосферу, затем вода конденсируется в лёд и снег в низких широтах, где теперь холодно, и таким образом полярные шапки смещаются к экватору<ref>{{публикация|статья|автор=F. Forget, R. M. Haberle, F. Montmessin, B. Levrard, J. W. Head|заглавие=Formation of Glaciers on Mars by Atmospheric Precipitation at High Obliquity|издание=Science|год=2006|месяц=01|день=20|том=311|выпуск=5759|страницы=368-371|язык=en|doi=10.1126/science.1120335}}</ref>. Подтверждением этому являются обнаруживаемые во многих (в том числе приэкваториальных) областях Марса формы рельефа, напоминающие земные ледники: очевидно, что они сформировались именно в такой период<ref>{{публикация|статья|автор=Head, J. W., et al.|заглавие=Tropical to mid-latitude snow and ice accumulation flow and glaciation on Mars|издание=Nature|год=2005|месяц=03|день=17|том=434|ссылка=http://www.planetary.brown.edu/planetary/documents/3100.pdf|страницы=346–351|doi=10.1038/nature03359}}</ref>. Наоборот, когда наклон оси вращения уменьшается, в полярных областях снова становится холоднее, а в экваториальных — теплее; вода, замёрзшая там в приповерхностных слоях, сублимируется и снова конденсируется в ледяные полярные шапки<ref>{{публикация|статья|автор=Benjamin Levrard, François Forget, Franck Montmessin & Jacques Laskar|заглавие=Recent ice-rich deposits formed at high latitudes on Mars by sublimation of unstable equatorial ice during low obliquity|издание=Nature|год=2004|месяц=11|день=28|том=431|страницы=1072-1075|язык=en|doi=10.1038/nature03055}}</ref>. Последовательное чередование этих периодов можно отследить по формирующимся таким образом [[слоистые отложения в полярных шапках Марса|слоистым отложениям в полярных шапках]], однако для этого необходимо сделать допущение о том, сколько времени требуется на образование каждого слоя<ref>{{публикация|статья|автор=Laskar, Jacques; Levrard, Benjamin; Mustard, John F.|заглавие=Orbital forcing of the martian polar layered deposits|издание=Nature|год=2002|месяц=09|день=26|номер=6905|том=419|ссылка=https://www.researchgate.net/profile/John_Mustard/publication/11104236_Orbital_forcing_of_the_Martian_polar_layered_deposits/links/0deec5202cf9574627000000/Orbital-forcing-of-the-Martian-polar-layered-deposits.pdf|страницы=375-377|язык=en|doi=10.1038/nature01066}}</ref><ref>{{публикация|статья|автор=Levrard, B., F. Forget, F. Montmessin, and J. Laskar|заглавие=Recent formation and evolution of northern Martian polar layered deposits as inferred from a Global Climate Model|издание=J. Geophys. Res.|год=2007|месяц=06|день=28|том=112|выпуск=E6|ссылка=http://onlinelibrary.wiley.com/doi/10.1029/2006JE002772/full|страницы=E06012|язык=en|doi=10.1029/2006JE002772}}</ref>. На предмет того, насколько частыми были такие смены, продолжается дискуссия: моделирование климата (ключевое влияние на который оказывает ''хаотический'' процесс изменения наклона угла оси вращения), особенно в геологических временных масштабах, на сегодняшний день невозможно с требуемой точностью<ref>{{cite web|author=Edwin S. Kite, Michael Andrew Mischna, Mohit Melwani Daswani|title=Quantifying the effect of Mars obliquity on the intermittency of post-Noachian surface liquid water|url=http://geosci.uchicago.edu/~kite/doc/HW_2014_Quantifying_the_Intermittency_of_Mars_Surface_Habitability_BUDGET_DETAILS_REMOVED.pdf|date=2014|accessdate=2017-08-12|language=en}}</ref><ref name="Mangold2016" />.

[[Файл:MarsWaterTriplePoint.jpg|thumb|left|300px|Жидкая вода в чистом виде не может стабильно существовать на поверхности Марса при нынешних климатических условиях.]]
Вода (по крайней мере чистая) в жидком состоянии сейчас также не может существовать на Марсе стабильно, однако судя по многочисленным свидетельствам, ранее ситуация была иной. Очевидно, что для этого температура и [[парциальное давление]] водяного пара в атмосфере должны были быть выше [[Тройная точка воды|тройной точки]] на [[Фазовая диаграмма воды|фазовой диаграмме]], тогда как сейчас они далеки от соответствующих значений. Если повысится только температура, а давление останется низким, лёд сублимируется напрямую в водяной пар, минуя жидкую фазу. Между тем, даже повысить температуру на 50° очень затруднительно и возможно лишь посредством парникового эффекта. Однако лавинный парниковый эффект за счёт паров воды в атмосфере, в отличие от Земли, на Марсе невозможен из-за низких температур, при которых водяной пар не сможет стабильно оставаться в атмосфере и неизбежно сконденсируется на поверхности планеты обратно в лёд. Но другой парниковый газ — CO<sub>2</sub> — вполне может существовать в условиях Марса, и благодаря ему температура может повыситься до значений, при которых стабилен водяной пар, а когда его становится в атмосфере больше, его парциальное давление может стать достаточным уже для существования жидкой воды. Для этого необходимо парциальное давление углекислого газа порядка 1 атм<ref>{{публикация|статья|автор=J.B.Pollack, J.F.Kasting|заглавие=The case for a wet, warm climate on early Mars|издание=Icarus|том=71|выпуск=2|страницы=203-224|язык=en|doi=10.1016/0019-1035(87)90147-3}}</ref>. Правда, если даже такой механизм имел место, неизвестно, куда делся теперь весь этот объём CO<sub>2</sub>, — он мог остаться в отложениях [[Карбонат кальция|карбоната кальция]] либо улетучиться с остальной атмосферой<ref name="Mangold2016">{{публикация|статья|автор=N. Mangold, D. Baratoux, O. Witasse, T. Encrenaz, C. Sotin|заглавие=Mars: a small terrestrial planet|издание=The Astronomy and Astrophysics Review|год=2016|месяц=12|день=16|номер=1|том=24|ссылка=https://link.springer.com/content/pdf/10.1007%2Fs00159-016-0099-5.pdf|страницы=15|язык=en|doi=10.1007/s00159-016-0099-5}}</ref>.

Ряд авторов не разделяет эту гипотезу, полагая, что углекислый газ не может обеспечить достаточной интенсивности парникового эффекта<ref>{{публикация|статья|автор=R. Wordsworth, F. Forget, E. Millour, J.W. Head, J.-B. Madeleine, B. Charnay|заглавие=Global modelling of the early martian climate under a denser CO<sub>2</sub> atmosphere: Water cycle and ice evolution|издание=Icarus|год=2013|месяц=01|том=222|ссылка=https://pdfs.semanticscholar.org/5ac7/fb81b5b7ad174b419b259bcb616b94ca7327.pdf|выпуск=1|страницы=1-19|язык=en|doi=10.1016/j.icarus.2012.09.036}}</ref><ref>{{публикация|статья|автор=Chevrier, Vincent; Poulet, Francois; Bibring, Jean-Pierre|заглавие=Early geochemical environment of Mars as determined from thermodynamics of phyllosilicates|издание=Nature|год=2007|месяц=07|день=5|том=448|ссылка=https://www.researchgate.net/profile/Vincent_Chevrier4/publication/6225337_Early_geochemical_environment_of_Mars_as_determined_from_thermodynamics_of_phyllosilicates/links/00b7d52888277f1d53000000.pdf|страницы=60-63|язык=en|doi=10.1038/nature0596160}}</ref>. Предлагались механизмы, задействующие другие парниковые газы, например, водород, предположительно вулканического происхождения<ref>{{публикация|статья|автор=Ramses M. Ramirez|заглавие=A warmer and wetter solution for early Mars and the challenges with transient warming|издание=Icarus|год=2017|месяц=11|день=15|том=297|страницы=71-82|язык=en|doi=10.1016/j.icarus.2017.06.025}}</ref>. На сегодняшний день на этот счёт нет общепринятой теории, во многом из-за трудностей моделирования парникового эффекта даже на Земле, в котором и по настоящий момент остаётся много неопределённости<ref>{{cite news|last=Greicius|first=Tony|title=NASA's Curiosity Rover Sharpens Paradox of Ancient Mars|url=https://www.nasa.gov/feature/jpl/nasas-curiosity-rover-sharpens-paradox-of-ancient-mars|accessdate=2017-07-29|publisher=NASA|date=Feb. 6, 2017}}</ref>.

=== Эволюция гидросферы Марса ===
[[Файл:AncientMars.jpg|thumb|right|Так мог бы выглядеть древний Марс, если бы на нём имелся океан.]]
<!--
Марс, как и Земля, имеет длительную историю своего развития, и ряд эпох в этой истории привлекают внимание учёных своим отличием от той климатической обстановки, которая господствует на красной планете в нынешнее время. В частности, особенно привлекает внимание людей в истории Марса наличие гигантских океанов на его поверхности, плотной атмосферы и высоких температур. Наличие морей на Марсе в прошлом было подтверждено экспедициями аппаратов [[Спирит (марсоход)|«Спирит]]» ({{lang-en|Spirit}} «Дух») и [[Оппортьюнити|«Оппортьюнити»]] ({{lang-en|Opportunity}} «Возможность») в 2003—2004 годах<ref>[[CNN]]. [http://www.cnn.com/2004/TECH/space/03/02/mars.findings/ NASA: Liquid water once on Mars]</ref>. Изучение этих эпох марсианской истории позволяет узнать много нового не только о Марсе, но и о других планетах и их развитии.
Марс, как и Земля, имеет длительную историю своего развития, и ряд эпох в этой истории привлекают внимание учёных своим отличием от той климатической обстановки, которая господствует на красной планете в нынешнее время. В частности, особенно привлекает внимание людей в истории Марса наличие гигантских океанов на его поверхности, плотной атмосферы и высоких температур. Наличие морей на Марсе в прошлом было подтверждено экспедициями аппаратов [[Спирит (марсоход)|«Спирит]]» ({{lang-en|Spirit}} «Дух») и [[Оппортьюнити|«Оппортьюнити»]] ({{lang-en|Opportunity}} «Возможность») в 2003—2004 годах<ref>[[CNN]]. [http://www.cnn.com/2004/TECH/space/03/02/mars.findings/ NASA: Liquid water once on Mars]</ref>. Изучение этих эпох марсианской истории позволяет узнать много нового не только о Марсе, но и о других планетах и их развитии.


В ноябре 2013 года группой учёных из Университета штата Пенсильвания было выдвинуто предположение, что около 4 млрд лет назад из-за активной деятельности марсианских вулканов планета была окутана плотной пеленой из водорода и углекислого газа, благодаря чему температура и влажность на его поверхности были значительно выше, чем сейчас. Это позволяло существовать воде в жидком виде.<ref>[http://itar-tass.com/nauka/788458 ИТАР-ТАСС: Наука — Ученые: реки и моря, когда-то существовавшие на Марсе, могли возникнуть благодаря вулканам<!-- Заголовок добавлен ботом -->]</ref>
В ноябре 2013 года группой учёных из Университета штата Пенсильвания было выдвинуто предположение, что около 4 млрд лет назад из-за активной деятельности марсианских вулканов планета была окутана плотной пеленой из водорода и углекислого газа, благодаря чему температура и влажность на его поверхности были значительно выше, чем сейчас. Это позволяло существовать воде в жидком виде.<ref>[http://itar-tass.com/nauka/788458 ИТАР-ТАСС: Наука — Ученые: реки и моря, когда-то существовавшие на Марсе, могли возникнуть благодаря вулканам<!-- Заголовок добавлен ботом]</ref>-->


Большой интерес в геологическом прошлом планеты Марс вызывают два промежутка времени — Гесперийская эра и Амазонийская эра<ref>[http://www.msss.com/http/ps/age2.html Determining the age of surfaces on Mars<!-- Заголовок добавлен ботом -->]</ref>.
Большой интерес в геологическом прошлом планеты Марс вызывают два промежутка времени — Гесперийская эра и Амазонийская эра<ref>[http://www.msss.com/http/ps/age2.html Determining the age of surfaces on Mars<!-- Заголовок добавлен ботом]</ref>.


=== Гесперийская эра ===
==== Гесперийская эра ====
В [[Гесперийская эра|Гесперийскую эру]] (3,5—2,5 млрд лет назад) Марс достиг вершины своей эволюции и имел постоянную гидросферу<ref>[http://science.nasa.gov/headlines/y2001/ast05jan_1.htm The Case of the Missing Mars Water]</ref>. Северную равнину планеты в ту эру занимал солёный океан объёмом до 15-17 млн км³ и глубиной 0,7—1 км (для сравнения, [[Северный Ледовитый океан]] Земли имеет объём 18,07 млн км³). В отдельные промежутки времени этот океан распадался на два. Один океан, округлый, заполнял бассейн ударного происхождения в районе [[Равнина Утопия|Утопии]], другой, неправильной формы, — район Северного полюса Марса. В умеренных и низких широтах было много озёр и рек, на Южном плато — ледники. Марс обладал очень плотной атмосферой, аналогичной той, которая в то время была у Земли, при температуре у поверхности доходившей до 50 °C и давлении свыше 1 атмосферы. Теоретически в Гесперийскую эру на Марсе могла существовать и [[биосфера]].
В [[Гесперийская эра|Гесперийскую эру]] (3,5—2,5 млрд лет назад) Марс достиг вершины своей эволюции и имел постоянную гидросферу<ref>[http://science.nasa.gov/headlines/y2001/ast05jan_1.htm The Case of the Missing Mars Water]</ref>. Северную равнину планеты в ту эру занимал солёный океан объёмом до 15-17 млн км³ и глубиной 0,7—1 км (для сравнения, [[Северный Ледовитый океан]] Земли имеет объём 18,07 млн км³). В отдельные промежутки времени этот океан распадался на два. Один океан, округлый, заполнял бассейн ударного происхождения в районе [[Равнина Утопия|Утопии]], другой, неправильной формы, — район Северного полюса Марса. В умеренных и низких широтах было много озёр и рек, на Южном плато — ледники. Марс обладал очень плотной атмосферой, аналогичной той, которая в то время была у Земли, при температуре у поверхности доходившей до 50 °C и давлении свыше 1 атмосферы. Теоретически в Гесперийскую эру на Марсе могла существовать и [[биосфера]].


=== Амазонийская эра ===
==== Амазонийская эра ====
В [[Амазонийская эра|Амазонийскую эру]] (около 2,5—1 млрд лет назад) климат на Марсе стал катастрофически быстро меняться. Происходили мощнейшие, но постепенно затухающие глобальные тектонические и вулканические процессы, в ходе которых возникли крупнейшие в Солнечной системе марсианские вулканы ([[Олимп (Марс)|Олимп]]), несколько раз сильно изменялись характеристики самой гидросферы и атмосферы, появлялся и исчезал Северный океан. Катастрофические наводнения, связанные с таянием криосферы привели к образованию грандиозных каньонов: в долину Ареса с южных нагорий Марса стекал поток полноводнее Амазонки; расход воды в долине Касей превышал 1 млрд м³/с. Миллиард лет назад активные процессы в литосфере, гидросфере и атмосфере Марса прекратились, и он принял современный облик. Виной глобальных катастрофических изменений марсианского климата считаются большой эксцентриситет орбиты и неустойчивость оси вращения, вызывающие огромные, до 45 %, колебания потока солнечной энергии, падающей на поверхность планеты; слабый приток тепла из недр Марса, обусловленный небольшой массой планеты, и высокой разрежённостью атмосферы, обусловленной высокой степенью её [[Диссипация атмосфер планет|диссипации]].
В [[Амазонийская эра|Амазонийскую эру]] (около 2,5—1 млрд лет назад) климат на Марсе стал катастрофически быстро меняться. Происходили мощнейшие, но постепенно затухающие глобальные тектонические и вулканические процессы, в ходе которых возникли крупнейшие в Солнечной системе марсианские вулканы ([[Олимп (Марс)|Олимп]]), несколько раз сильно изменялись характеристики самой гидросферы и атмосферы, появлялся и исчезал Северный океан. Катастрофические наводнения, связанные с таянием криосферы привели к образованию грандиозных каньонов: в долину Ареса с южных нагорий Марса стекал поток полноводнее Амазонки; расход воды в долине Касей превышал 1 млрд м³/с. Миллиард лет назад активные процессы в литосфере, гидросфере и атмосфере Марса прекратились, и он принял современный облик. Виной глобальных катастрофических изменений марсианского климата считаются большой эксцентриситет орбиты и неустойчивость оси вращения, вызывающие огромные, до 45 %, колебания потока солнечной энергии, падающей на поверхность планеты; слабый приток тепла из недр Марса, обусловленный небольшой массой планеты, и высокой разрежённостью атмосферы, обусловленной высокой степенью её [[Диссипация атмосфер планет|диссипации]].


Версия от 18:17, 13 августа 2017

Полярная шапка Марса

Гидросфера Марса — это совокупность водных запасов планеты Марс, представленная водным льдом в полярных шапках Марса, льдом под поверхностью, сезонными ручьями из жидкой воды и возможными резервуарами жидкой воды и водных растворов солей в верхних слоях литосферы Марса. Гидросфера Марса, вследствие господствующих низких температур на Марсе и нахождения запасов воды в твердом состоянии, также называется криолитосферой.

Поиски воды на Марсе

См. также: История поисков воды на Марсе?!

Марс весьма схож с Землей по многим показателям, что заставляло учёных XIX — начала XX века допускать, что на нём есть жизнь и есть жидкая вода. По мере роста объёма данных о планете, собранных различными методами, например, с помощью спектроскопических измерений, стало понятно, что воды в атмосфере Марса ничтожно малое количество, однако она всё же присутствует[1]. Прежде всего внимание исследователей привлекли полярные шапки Марса, так как предполагалось, что они могут состоять из водного льда по аналогии с Антарктидой или Гренландией на Земле, однако высказывалась и гипотеза, что это твёрдый диоксид углерода[2]. В пользу последней говорили результаты одного из первых численных экспериментов 1966 года на ЭВМ IBM 7074[3] по моделированию суточных и годовых изменений температуры на поверхности Марса в зависимости от широты и соответствующей динамики полярных шапок для случаев, когда они состоят из H20 и CO2. Авторы этой работы пришли к заключению, что полученная ими годичная вариация размера полярных шапок во втором случае гораздо ближе к наблюдаемой.

На смену астрономическим наблюдениям и спектроскопическому измерению с началом эры космонавтики пришло и прямое изучение Марса и поисков воды на нём с помощью межпланетных зондов.

Так, на первых подробных изображениях поверхности Марса, полученные аппаратом Маринер-9, можно видеть сети долин (такие как долины Нергала[4]) — элементы рельефа, свидетельствующие о присутствии в прошлом жидкой воды, в частности, подтопления грунтовыми водами склонов оврагов, поскольку они выглядят идентично эрозионным структурам на Земле, например, на Гавайских островах и в каньонах Эскаланте[англ.] плато Колорадо[5][6].

Помимо разветвлённой сети долин, начиная с этих ранних снимков Маринера-9 различают[7] элементы рельефа, связанные с интенсивным разливом и называемые каналами оттока. Они выглядят как уменьшенная копия крупнейших земных дилювиальных форм. На сегодняшний день считается общепризнанной гипотеза, что происхождение этих каналов также связано именно с жидкой водой, хотя теоретически возможны и другие варианты. Каналы оттока в основном моложе сетей долин, хотя встречаются и достаточно древние образования. По всей видимости, они сформировались в период, когда условия на поверхности Марса были примерно такими же, как сейчас[8].

Равновеликая азимутальная проекция Ламберта рельефа поверхности Марса от северного полюса до экватора, отснятого высотомером MOLA[англ.]. Граница Северной низменности сильно напоминает берег океана, возможно, покрывавшего эту площадь в древности.

В конце 90-х гг XX в. аппаратом Mars Global Surveyor были собраны топографические данные с помощью высотомера MOLA[англ.], на основании которых составлены полные карты рельефа поверхности Марса. Помимо многочисленных сетей долин и каналов оттока, на них хорошо просматривается район Северной низменности, и его граница — зона контакта[англ.] — сильно напоминает берег постоянного водоёма. В пользу гипотезы океана[англ.] свидетельствует то, что линия контакта практически эквипотенциальна; параллельно ей располагаются характерные террасы; заключённый внутри неё объём согласуется с оценками объёма жидкой воды на раннем Марсе; поверхность низменности гораздо более гладкая, чем её окрестности[9][10]. Впоследствии ещё одним аргументом в поддержку этой теории стал также анализ распределения элементов рельефа, подобных речным дельтам: многие из них их расположены вдоль этой береговой линии, в частности, на одной и той же высоте[11].

Аппаратом Mars Global Surveyor были получены и обычные снимки, и их анализ в 2000 году подтвердил существование каналов, сформированных потоками жидкой воды, а также песка и грязевых отложений, оставленных этими потоками. Эти элементы рельефа были настолько свежими, что можно говорить о том, что они формируются и в настоящий период[12][13]. Позже наличие на тёплых склонах так называемых сезонных поверхностных линий[англ.][14] — темных полос, появляющихся на поверхности планеты в теплое время года и похожих на отложения солей, — было засвидетельствовано снимками камеры HiRISE на орбитальном аппарате «Mars Reconnaissance Orbiter»[15]. А с помощью спектрометра CRISM на его борту в 2015 году наконец было подтверждено, что они образуются на месте периодических потоков солёной воды в жидком состоянии[16][17][18]. Активные исследования сезонных поверхностных линий продолжаются[19][20], в том числе и с помощью других инструментов, например, THEMIS[англ.] на орбитальном аппарате «Марс Одиссей»[21].

Примерно в этот же период (в начале XXI в.) с помощью гамма-спектрометра на орбитальном аппарате «Марс Одиссей» было обнаружено большое количество водорода в приповерхностном слое Марса — особенно в приполярных областях — что, скорее всего, свидетельствует о нахождении там колоссального количества (35 ± 15 % слоя по весу) воды в твёрдом состоянии[22]. Присутствие льда было подтверждено данными марсохода «Феникс», работавшего возле северного полюса планеты: белое вещество, обнаруженное на дне вырытой им небольшой траншеи, испарилось за несколько дней, что характерно именно для льда[23][24]. Аналогичный процесс был зарегистрирован аппаратом «Mars Reconnaissance Orbiter» и для вещества на дне свежих кратеров, в том числе и на низких широтах[25][26]. На снимках аппаратов «Mars Global Surveyor», «Марс Одиссей»[27], «Mars Reconnaissance Orbiter»[28] и «Марс Экспресс»[29] можно видеть ещё одно свидетельство повсеместного присутствия льда в приповерхностном слое Марса — формы рельефа, напоминающие земные ледники. А радиолокатор SHARAD на аппарате «Mars Reconnaissance Orbiter» подтвердил, что под тонким слоем пыли и грязи в этих образованиях (в том числе в средних широтах) действительно находится лёд[30].

Запасы воды на Марсе в настоящее время

Содержание льда в приповерхностном слое, измеренное аппаратом Марс Одиссей на низких широтах (слева) и в приполярных областях (справа).

В настоящее время открытые и достоверно установленные объёмы воды на Марсе сосредоточены преимущественно в так называемой криосфере — приповерхностном слое вечной мерзлоты мощностью в десятки и сотни метров. Б́ольшая часть этого льда находится под поверхностью планеты, поскольку при нынешних климатических условиях не может существовать стабильно и оказавшись на поверхности, быстро испаряется; только в приполярных областях температура достаточно низкая для стабильного существования льда в течение всего года — это полярные шапки. Общий объём льда на поверхности и в приповерхностном слое оценивается в 5 млн км³ (а в более глубоких слоях, вероятно, могут быть сосредоточены гораздо б́ольшие запасы подмерзлотных солёных вод). В расплавленном состоянии он покрыл бы поверхность Марса слоем воды толщиной 35 м[31][32].

На полюсах концентрация водного льда в криосфере ожидаемо высока — до 100 %. На широтах выше 60° она практически везде не менее 20 %; ближе к экватору — в среднем несколько ниже, но всё же повсюду отлична от нуля, больше всего — до 10 % — в районе вулканов в Элизиуме, в Сабейской земле[англ.] и к северу от земли Сирен[англ.].

Жидкий солевой раствор

Вода на Марсе в прошлом

Долгосрочные изменения климата

См. также: Климат Марса § Изменения со временем

Водяной лёд не может стабильно существовать на Марсе при сегодняшних климатических условиях, однако подтверждено, что он присутствует в приповерхностном слое практически повсеместно, в том числе в приэкваториальных областях. Наиболее вероятно, что он оказался там в более ранний период эволюции планеты, когда угол наклона оси вращения Марса достигал больших значений порядка 45°. Численное моделирование показало, что при этом в полярных областях, которые становятся самыми тёплыми участками, H2O и CO2 сублимируются в атмосферу, затем вода конденсируется в лёд и снег в низких широтах, где теперь холодно, и таким образом полярные шапки смещаются к экватору[33]. Подтверждением этому являются обнаруживаемые во многих (в том числе приэкваториальных) областях Марса формы рельефа, напоминающие земные ледники: очевидно, что они сформировались именно в такой период[34]. Наоборот, когда наклон оси вращения уменьшается, в полярных областях снова становится холоднее, а в экваториальных — теплее; вода, замёрзшая там в приповерхностных слоях, сублимируется и снова конденсируется в ледяные полярные шапки[35]. Последовательное чередование этих периодов можно отследить по формирующимся таким образом слоистым отложениям в полярных шапках, однако для этого необходимо сделать допущение о том, сколько времени требуется на образование каждого слоя[36][37]. На предмет того, насколько частыми были такие смены, продолжается дискуссия: моделирование климата (ключевое влияние на который оказывает хаотический процесс изменения наклона угла оси вращения), особенно в геологических временных масштабах, на сегодняшний день невозможно с требуемой точностью[38][39].

Жидкая вода в чистом виде не может стабильно существовать на поверхности Марса при нынешних климатических условиях.

Вода (по крайней мере чистая) в жидком состоянии сейчас также не может существовать на Марсе стабильно, однако судя по многочисленным свидетельствам, ранее ситуация была иной. Очевидно, что для этого температура и парциальное давление водяного пара в атмосфере должны были быть выше тройной точки на фазовой диаграмме, тогда как сейчас они далеки от соответствующих значений. Если повысится только температура, а давление останется низким, лёд сублимируется напрямую в водяной пар, минуя жидкую фазу. Между тем, даже повысить температуру на 50° очень затруднительно и возможно лишь посредством парникового эффекта. Однако лавинный парниковый эффект за счёт паров воды в атмосфере, в отличие от Земли, на Марсе невозможен из-за низких температур, при которых водяной пар не сможет стабильно оставаться в атмосфере и неизбежно сконденсируется на поверхности планеты обратно в лёд. Но другой парниковый газ — CO2 — вполне может существовать в условиях Марса, и благодаря ему температура может повыситься до значений, при которых стабилен водяной пар, а когда его становится в атмосфере больше, его парциальное давление может стать достаточным уже для существования жидкой воды. Для этого необходимо парциальное давление углекислого газа порядка 1 атм[40]. Правда, если даже такой механизм имел место, неизвестно, куда делся теперь весь этот объём CO2, — он мог остаться в отложениях карбоната кальция либо улетучиться с остальной атмосферой[39].

Ряд авторов не разделяет эту гипотезу, полагая, что углекислый газ не может обеспечить достаточной интенсивности парникового эффекта[41][42]. Предлагались механизмы, задействующие другие парниковые газы, например, водород, предположительно вулканического происхождения[43]. На сегодняшний день на этот счёт нет общепринятой теории, во многом из-за трудностей моделирования парникового эффекта даже на Земле, в котором и по настоящий момент остаётся много неопределённости[44].

Эволюция гидросферы Марса

Так мог бы выглядеть древний Марс, если бы на нём имелся океан.

Большой интерес в геологическом прошлом планеты Марс вызывают два промежутка времени — Гесперийская эра и Амазонийская эра[45].

Гесперийская эра

В Гесперийскую эру (3,5—2,5 млрд лет назад) Марс достиг вершины своей эволюции и имел постоянную гидросферу[46]. Северную равнину планеты в ту эру занимал солёный океан объёмом до 15-17 млн км³ и глубиной 0,7—1 км (для сравнения, Северный Ледовитый океан Земли имеет объём 18,07 млн км³). В отдельные промежутки времени этот океан распадался на два. Один океан, округлый, заполнял бассейн ударного происхождения в районе Утопии, другой, неправильной формы, — район Северного полюса Марса. В умеренных и низких широтах было много озёр и рек, на Южном плато — ледники. Марс обладал очень плотной атмосферой, аналогичной той, которая в то время была у Земли, при температуре у поверхности доходившей до 50 °C и давлении свыше 1 атмосферы. Теоретически в Гесперийскую эру на Марсе могла существовать и биосфера.

Амазонийская эра

В Амазонийскую эру (около 2,5—1 млрд лет назад) климат на Марсе стал катастрофически быстро меняться. Происходили мощнейшие, но постепенно затухающие глобальные тектонические и вулканические процессы, в ходе которых возникли крупнейшие в Солнечной системе марсианские вулканы (Олимп), несколько раз сильно изменялись характеристики самой гидросферы и атмосферы, появлялся и исчезал Северный океан. Катастрофические наводнения, связанные с таянием криосферы привели к образованию грандиозных каньонов: в долину Ареса с южных нагорий Марса стекал поток полноводнее Амазонки; расход воды в долине Касей превышал 1 млрд м³/с. Миллиард лет назад активные процессы в литосфере, гидросфере и атмосфере Марса прекратились, и он принял современный облик. Виной глобальных катастрофических изменений марсианского климата считаются большой эксцентриситет орбиты и неустойчивость оси вращения, вызывающие огромные, до 45 %, колебания потока солнечной энергии, падающей на поверхность планеты; слабый приток тепла из недр Марса, обусловленный небольшой массой планеты, и высокой разрежённостью атмосферы, обусловленной высокой степенью её диссипации.

Потенциал для терраформирования

В настоящее время Марс наиболее подходящий кандидат на терраформирование (площадь поверхности ~144,8 млн км² что является 28,4 % поверхности Земли). Ускорение свободного падения на поверхности Марса составляет 3,72 м/с², а уровень солнечной энергии, воспринимаемой Марсом, составляет 43 % от уровня, принимаемого поверхностью Земли. В настоящее время Марс представляет собой планету, геологически больше похожую на Луну или Меркурий, чем на Землю. В то же время, полученный объём информации свидетельствует о том, что некогда природные условия на Марсе были благоприятны для возможного зарождения и поддержания жизни. Марс располагает огромными количествами водного льда и несёт на своей поверхности многочисленные следы своего благоприятного климата в прошлом (речные долины, отмели пляжей, залежи глин и многое другое).

Однако есть несомненные трудности, которые мешают терраформировать Марс или какую-либо другую планету в настоящее время. Это, например, отсутствие требуемых достаточно эффективных технологий. Но прежде всего препятствием является отсутствие электромагнитного поля планеты, которое могло бы защищать атмосферу и жизнь. Гигантские запасы воды и связанного кислорода в составе пероксидов и озонидов[источник не указан 3368 дней] в почве Марса дают основание предполагать, что при воздействии на марсианский климат станет вполне возможным терраформирование этой планеты. В этом направлении необходимы огромные усилия всего человечества, и уже в нынешнее время вполне по силам организация финансово-технических образований (клубов, обществ и компаний) на Земле, предназначенных для освоения и будущего изменения климатических условий Марса. В настоящее время земляне хорошо освоили использование ядерной энергии, однако до сих пор нерешёнными остаются важные проблемы, связанные с транспортировкой энергетического оборудования или оборудования для его производства на Марс и его обслуживанием на самой планете.

В то же время сам по себе Марс обладает весьма значительными ресурсами металлов, в том числе ресурсами ядерного топлива (уран, торий), и при развертывании на Марсе промышленности и использовании ядерного топлива предполагается значительное количество сбросного тепла в атмосферу Марса.

Одним из важнейших технологических препятствий для освоения не только Марса, но и других планет является ограниченность возможностей современных космических транспортных средств, и в этой связи большие надежды возлагаются на газофазные ядерные ракетные двигатели. Только при наличии ядерных ракетных двигателей, обладающих колоссальной тягой, надёжностью и скоростью, станет возможной доставка предназначенных для начального этапа терроформации тяжелых грузов к Марсу, а в перспективе — даже водно-аммиачных кометных тел, предназначенных для наполнения атмосферы и гидросферы Марса азотом, водой и кислородом.

Терраформирование Марса может происходить как при прямом введении в его атмосферу искусственно изготовляемых парниковых газов (фреонов), так и нагреве поверхности планеты с помощью направленного орбитальными зеркалами-концентраторами солнечного излучения и искусственного понижения альбедо полярных ледниковых шапок. Оба процесса могут протекать одновременно и вносить свой вклад в изменение планетарного климата Марса. Развитие масштабной ядерной, а в перспективе и термоядерной энергетики может позволить высвобождать огромные объёмы вторичного тепла в атмосферу, а в перспективе и в гидросферу Марса. При наладке крупной энергосистемы и выработке водорода и кислорода для транспорта на поверхности планеты, космических кораблей и энергоснабжения поселений могут возникнуть условия для нагревания атмосферы. Деятельность человека теоретически способна нагревать атмосферу Марса и создавать при таянии полярных шапок значительный парниковый эффект.

См. также: Колонизация Марса

Основные способы терраформирования Марса

  • Выброс в атмосферу Марса искусственных парниковых газов: тетрафторметан, октофторпропан.
  • Затемнение поверхности полярных шапок: сажа, напыляемые полимерные плёнки, взрывное уменьшение альбедо.
  • Орбитальный прогрев поверхности полярных шапок: космические сверхлегкие орбитальные зеркала.
  • Бомбардировка астероидами и кометами: водно-аммиачные льды.
  • Техногенная деятельность: выброс тепла атомными электростанциями и транспортом, потоки тепла от купольных поселений.
  • Биогенное воздействие: введение земных бактерий и водорослей устойчивых на Марсе (Chroococcidiopsis sp, Matteia sp, Deinococcus radiodurans, и др).

См. также

Примечания

  1. ↑ Spinrad, Hyron; Münch, Guido; Kaplan, Lewis D. Letter to the Editor: the Detection of Water Vapor on Mars : [англ.] // Astrophysical Journal. — 1963. — Т. 137 (May). — С. 1319-1319. — doi:10.1086/147613.
  2. ↑ Stoney, G. Johnstone. Of Atmospheres upon Planets and Satellites // Astrophysical Journal. — 1898. — Т. 7 (январь). — С. 25-55. — Bibcode: 1898ApJ.....7...25S. — doi:10.1086/140435.
  3. ↑ R.B. Leighton, B.C. Murray. Behavior of Carbon Dioxide and Other Volatiles on Mars : [англ.] // Science. — 1966. — Т. 153, № 3732 (8 July). — С. 136-144. — ISSN 0036-8075. — doi:10.1126/science.153.3732.136.
  4. ↑ PIA15090: Mariner 9 View of Nirgal Vallis (англ.). NASA (21 ноября 2011). Дата обращения: 24 июня 2017.
  5. ↑ Daniel J. Milton. Water and processes of degradation in the Martian landscape : [англ.] // Journal of Geophysical Research. — 1973. — Т. 78, вып. 20 (10 July). — С. 4037–4047. — doi:10.1029/JB078i020p04037.
  6. ↑ Virginia C Gulick. Origin of the valley networks on Mars: a hydrological perspective : [англ.] // Geomorphology. — 2001. — Т. 37, вып. 3-4 (April). — С. 241-268. — doi:10.1016/S0169-555X(00)00086-6.
  7. ↑ ROBERT P. SHARP, MICHAEL C. MALIN. Channels on Mars : [англ.] // GSA Bulletin. — 1975. — Т. 86, № 5 (1 May). — С. 593-609. — doi:10.1130/0016-7606(1975)86<593:COM>2.0.CO;2.
  8. ↑ Michael H. Carr. The fluvial history of Mars : [англ.] // Philosophical Transactions of the Royal Society A. — 2012. — Т. 370 (2 April). — С. 2193-2215. — doi:10.1098/rsta.2011.0500.
  9. ↑ James W. Head III, Harald Hiesinger, Mikhail A. Ivanov, Mikhail A. Kreslavsky, Stephen Pratt, Bradley J. Thomson. Possible Ancient Oceans on Mars: Evidence from Mars Orbiter Laser Altimeter Data : [англ.] // Science. — 1999. — Т. 286 (10 December). — С. 2134-2137. — doi:10.1126/science.286.5447.2134.
  10. ↑ J. Taylor Perron, Jerry X. Mitrovica, Michael Manga, Isamu Matsuyama & Mark A. Richards. Evidence for an ancient martian ocean in the topography of deformed shorelines : [англ.] // Nature. — 2007. — Т. 447 (14 July). — С. 840-843. — doi:10.1038/nature05873.
  11. ↑ Gaetano Di Achille & Brian M. Hynek. Ancient ocean on Mars supported by global distribution of deltas and valleys : [англ.] // Nature Geoscience. — 2010. — Т. 3 (June). — С. 459 - 463. — doi:10.1038/ngeo891.
  12. ↑ Michael C. Malin, Kenneth S. Edgett. Evidence for Recent Groundwater Seepage and Surface Runoff on Mars : [англ.] // Science. — 2000. — Т. 288, вып. 5475 (30 June). — С. 2330-2335. — doi:10.1126/science.288.5475.2330.
  13. ↑ Charles Q. Choi. Flashback: Water on Mars Announced 10 Years Ago (англ.). Space.com (22 июня 2010). Дата обращения: 16 июля 2017.
  14. ↑ Kirby Runyon, Lujendra Ojha. Recurring Slope Lineae // Encyclopedia of Planetary Landforms. — Springer New York, 2014. — С. 1-6. — ISBN 978-1-4614-9213-9.
  15. ↑ Alfred S. McEwen, Lujendra Ojha, Colin M. Dundas, Sarah S. Mattson, Shane Byrne, James J. Wray, Selby C. Cull, Scott L. Murchie, Nicolas Thomas, Virginia C. Gulick. Seasonal Flows on Warm Martian Slopes : [англ.] // Science. — 2011. — Т. 333, вып. 6043 (5 August). — С. 740-743. — doi:10.1126/science.1204816.
  16. ↑ Lujendra Ojha, Mary Beth Wilhelm, Scott L. Murchie, Alfred S. McEwen, James J. Wray, Jennifer Hanley, Marion Massé and Matt Chojnacki. Spectral evidence for hydrated salts in recurring slope lineae on Mars : [англ.] // Nature Geoscience. — 2015. — Т. 8 (28 September). — С. 829-832. — doi:10.1038/NGEO2546.
  17. ↑ "Ученые: полосы на Марсе остаются от потоков воды". BBC Русская служба. 2015-09-28.
  18. ↑ Королёв, Владимир (2015-09-28). "На Марсе обнаружена жидкая соленая вода". N+1. Дата обращения: 6 августа 2017.
  19. ↑ "Сезонные потоки в долине Маринера". Новости астрономии и астрофизики — The Universe Times. 24.05.2017. {{cite news}}: Проверьте значение даты: |date= (справка)
  20. ↑ David E.Stillman, Timothy I.Michaels, Robert E.Grimm. Characteristics of the numerous and widespread recurring slope lineae (RSL) in Valles Marineris, Mars : [англ.] // Icarus. — 2017. — Т. 285 (15 March). — С. 195-210. — doi:10.1016/j.icarus.2016.10.025.
  21. ↑ Christopher S. Edwards, Sylvain Piqueux. The water content of recurring slope lineae on Mars : [англ.] // Geophysical Research Letters. — 2016. — Т. 43, вып. 17 (14 September). — С. 8912–8919. — doi:10.1002/2016GL070179.
  22. ↑ W. V. Boynton, W. C. Feldman, S. W. Squyres, T. H. Prettyman, J. Brückner, L. G. Evans, R. C. Reedy, R. Starr, J. R. Arnold, D. M. Drake, P. A. J. Englert, A. E. Metzge, Igor Mitrofanov, J. I. Trombka, C. d'Uston, H. Wänke, O. Gasnault, D. K. Hamara, D. M. Janes, R. L. Marcialis, S. Maurice, I. Mikheeva, G. J. Taylor, R. Tokar, C. Shinohara. Distribution of Hydrogen in the Near Surface of Mars: Evidence for Subsurface Ice Deposits : [англ.] // Science. — 2002. — Т. 297, вып. 5578 (5 July). — С. 81-85. — doi:10.1126/science.1073722.
  23. ↑ Тунцов, Артём (20.06.2008). "Phoenix докопался до воды". Газета.ru. Дата обращения: 3 августа 2017. {{cite news}}: Проверьте значение даты: |date= (справка)
  24. ↑ "NASA Phoenix Mars Lander Confirms Frozen Water". Phoenix Mars Lander. NASA. 06.20.08. Дата обращения: 3 августа 2017. {{cite news}}: Проверьте значение даты: |date= (справка)
  25. ↑ "New Impact Craters on Mars". Mars Reconnaissance Orbiter Mission. NASA. 24.09.2009. Дата обращения: 3 августа 2017. {{cite news}}: Проверьте значение даты: |date= (справка)
  26. ↑ Shane Byrne et al. Distribution of Mid-Latitude GroundIce on Mars from New Impact Craters : [англ.] // Science. — 2009. — Т. 325, вып. 5948. — С. 1674. — doi:10.1126/science.1175307.
  27. ↑ David E. Shean, James W. Head, David R. Marchant. Origin and evolution of a cold-based tropical mountain glacier on Mars: The Pavonis Mons fan-shaped deposit : [англ.] // J. Geophys. Res.. — 2005. — Т. 110 (5 May). — С. E05001. — doi:10.1029/2004JE002360.
  28. ↑ 1 2 James L. Dickson, James W. Head, David R. Marchant. Late Amazonian glaciation at the dichotomy boundary on Mars: Evidence for glacial thickness maxima and multiple glacial phases : [англ.] // Geology. — 2008. — Т. 36, № 5 (May). — С. 411–414. — doi:10.1130/G24382A.1.
  29. ↑ Head, J. W., et al. Tropical to mid-latitude snow and ice accumulation flow and glaciation on Mars // Nature. — 2005. — Т. 434 (17 марта). — С. 346–351. — doi:10.1038/nature03359.
  30. ↑ John W. Holt et al. Radar Sounding Evidence for Buried Glaciers in the Southern Mid-Latitudes of Mars : [англ.] // Science. — 2008. — Т. 322, вып. 5905 (21 November). — С. 1235-1238. — doi:10.1126/science.1164246.
  31. ↑ Ice (англ.). Mars Education at Arizona State University. NASA. Дата обращения: 7 августа 2017.
  32. ↑ Кузьмин Р. О., Галкин И. Н. Криолитосфера Марса и ее строение // Как устроен Марс. — Москва: Знание, 1989. — Т. 8. — 64 с. — (Космонавтика, астрономия). — 26 953 экз. — ISBN 5-07000280-5.
  33. ↑ F. Forget, R. M. Haberle, F. Montmessin, B. Levrard, J. W. Head. Formation of Glaciers on Mars by Atmospheric Precipitation at High Obliquity : [англ.] // Science. — 2006. — Т. 311, вып. 5759 (20 January). — С. 368-371. — doi:10.1126/science.1120335.
  34. ↑ Head, J. W., et al. Tropical to mid-latitude snow and ice accumulation flow and glaciation on Mars // Nature. — 2005. — Т. 434 (17 марта). — С. 346–351. — doi:10.1038/nature03359.
  35. ↑ Benjamin Levrard, François Forget, Franck Montmessin & Jacques Laskar. Recent ice-rich deposits formed at high latitudes on Mars by sublimation of unstable equatorial ice during low obliquity : [англ.] // Nature. — 2004. — Т. 431 (28 November). — С. 1072-1075. — doi:10.1038/nature03055.
  36. ↑ Laskar, Jacques; Levrard, Benjamin; Mustard, John F. Orbital forcing of the martian polar layered deposits : [англ.] // Nature. — 2002. — Т. 419, № 6905 (26 September). — С. 375-377. — doi:10.1038/nature01066.
  37. ↑ Levrard, B., F. Forget, F. Montmessin, and J. Laskar. Recent formation and evolution of northern Martian polar layered deposits as inferred from a Global Climate Model : [англ.] // J. Geophys. Res.. — 2007. — Т. 112, вып. E6 (28 June). — С. E06012. — doi:10.1029/2006JE002772.
  38. ↑ Edwin S. Kite, Michael Andrew Mischna, Mohit Melwani Daswani. Quantifying the effect of Mars obliquity on the intermittency of post-Noachian surface liquid water (англ.) (2014). Дата обращения: 12 августа 2017.
  39. ↑ 1 2 N. Mangold, D. Baratoux, O. Witasse, T. Encrenaz, C. Sotin. Mars: a small terrestrial planet : [англ.] // The Astronomy and Astrophysics Review. — 2016. — Т. 24, № 1 (16 December). — С. 15. — doi:10.1007/s00159-016-0099-5.
  40. ↑ J.B.Pollack, J.F.Kasting. The case for a wet, warm climate on early Mars : [англ.] // Icarus. — Т. 71, вып. 2. — С. 203-224. — doi:10.1016/0019-1035(87)90147-3.
  41. ↑ R. Wordsworth, F. Forget, E. Millour, J.W. Head, J.-B. Madeleine, B. Charnay. Global modelling of the early martian climate under a denser CO2 atmosphere: Water cycle and ice evolution : [англ.] // Icarus. — 2013. — Т. 222, вып. 1 (January). — С. 1-19. — doi:10.1016/j.icarus.2012.09.036.
  42. ↑ Chevrier, Vincent; Poulet, Francois; Bibring, Jean-Pierre. Early geochemical environment of Mars as determined from thermodynamics of phyllosilicates : [англ.] // Nature. — 2007. — Т. 448 (5 July). — С. 60-63. — doi:10.1038/nature0596160.
  43. ↑ Ramses M. Ramirez. A warmer and wetter solution for early Mars and the challenges with transient warming : [англ.] // Icarus. — 2017. — Т. 297 (15 November). — С. 71-82. — doi:10.1016/j.icarus.2017.06.025.
  44. ↑ Greicius, Tony (Feb. 6, 2017). "NASA's Curiosity Rover Sharpens Paradox of Ancient Mars". NASA. Дата обращения: 29 июля 2017. {{cite news}}: Проверьте значение даты: |date= (справка)
  45. ↑ [http://www.msss.com/http/ps/age2.html Determining the age of surfaces on Mars

Ссылки

Источник — https://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=Гидросфера_Марса&oldid=87056689