Марс стал холоднее и загадочнее

Марсианский лёд рассказал о недоступности воды и прошлом климата планеты

Исследование полярных шапок Марса показало, что его кора гораздо толще и холоднее, чем предполагалось. Это значит, что воду надо искать гораздо глубже, а уран можно не искать вовсе. Где и как сформировался такой состав, остаётся загадкой.

Последние несколько десятилетий астрономы и энтузиасты освоения других планет надеялись, что в глубине марсианских недр могут присутствовать значительные запасы жидкой воды, сохраняющиеся там уже миллионы, а может, и миллиарды лет. Небольшие количества воды есть и на поверхности – в основном, в виде льда, хотя есть некоторые сомнительные свидетельства выхода на неё жидких ручьёв. Однако когда говорят о подводных резервуарах, имеют в виду целые озёра или даже моря, подобные тем, что есть на Земле.

Моделирование строения твёрдой марсианской коры даже позволяет определить глубину, на которой имеются подходящие условия для образования подземных водохранилищ. Это около пяти километров. Поскольку бурение земной коры показывает присутствие некоторых – очень необычных, но всё же живых – микроорганизмов, способных выжить в скале на таких глубинах, то бурение такой скважины на Марсе давало надежду найти марсианских собратьев обитателей земных глубин или хотя бы следы их присутствия в далёком прошлом.

Похоже, этим надеждам не суждено сбыться – если жидкая вода под поверхностью Марса и существует, добуриться до неё будет существенно сложнее.

К таким выводам учёных привело изучение северной полярной шапки Марса. Находящийся сейчас на орбите вокруг планеты космический аппарат Mars Reconnaissance Orbiter с помощью высокочастотного радиорадара SHARAD «просветил» отложения льда вплоть до скальной породы. Именно её форма стала самым неожиданным открытием среди результатов, представленных в статье, принятой к публикации в одном из ближайших номеров Science.

Mars Reconnaissance Orbiter (MRO)

американский космический аппарат для исследования Марса с обриты вокруг планеты.
Зонд был запущен в космос 12 августа 2005 года, и через семь месяцев прибыл на орбиту вокруг Марса. Исследовательская работа началась с ноября 2006 года после полугода коррекции орбиты торможением в разреженной атмосфере планеты.

Научная аппаратура космического аппарата состоит из шести основных инструментов:

Камера высокого разрешения HiRISE представляет собой телескоп-рефлектор с рекордным для межпланетного космического аппарата диаметром 50 см; он может получать фотоснимки с разрешением 0,2 угловой секунды, позволяющие разглядеть детали размером в 1 мм с расстояния 1 км.

Панорамный спектрограф CRISM позволяет исследовать химический и минералогический состав марсианской поверхности по спектру отражённого от неё видимого и ближнего инфракрасного излучения.

Контекстная камера CTX позволяет получать панорамные снимки, показывающие окружение объектов, которые снимают приборы HiRISE и CRISM.

Цветная камера MARCI предназначена для составления ежедневных отчётов о состоянии марсианской атмосферы по примерно 80 фотоснимкам с разрешением от 1 до 10 км, ежедневно покрывающим почти всю планету.

Климатологический спектрометр MCS работает в девяти спектральных каналах – одном видимом и ближнем инфракрасном и восьми далёких инфракрасных, наблюдая излучение различных слоёв атмосферы на лимбе планеты; эти спектры позволяют определить температуру, давление и влажность воздуха, а также плотность пыли, взвешенной в атмосфере планеты.

Радар для неглубокого зондирования под поверхностью Марса SHARAD предназначен для исследования полярных шапок Марса, а также изучения состава приповерхностных слоёв марсианской коры по всей планете; прибор работает на частотах от 15 до 25 МГц с вертикальным разрешением около 7 м и горизонтальным – порядка 1 километра (на рабочей орбите MRO).

Толщина ледяной шапки в окрестностях северного полюса Марса достигает 3 километров – примерно столько же льда в Антарктиде. Хотя сила тяжести на Марсе составляет всего 40% от земной, 3 километра льда из замёрзших воды и углекислого газа должны представлять достаточно внушительный груз, чтобы марсианская кора под ними просела на 300 и более метров относительно незанятых полярной шапкой регионов. Тем не менее, ничего подобного астрономам увидеть не удалось – скалы так тверды, что вес ледовой шапки не прогибает их более чем на сотню метров.

Согласно подсчётам марсианских геологов (их также можно называть ареологами, по греческому имени античного бога войны), такое безразличие к нагрузке означает, что толщина литосферы – твёрдой внешней оболочки Марса, включающей кору и самые верхние слои мантии, – должна составлять не менее 250–300 километров. Это, в свою очередь, означает, что температура в твёрдых недрах планеты не может быть такой высокой, как до сих пор предполагалось, а крупные резервуары воды не могут залегать ближе 7–8 км от поверхности, а то и глубже.

Будущим колонистам Марса, по большому счёту, всё равно, на какой глубине – 5 или 10 километров – находится вода: бурить такие скважины ради добычи H₂O никто не будет, проще растопить лёд, находящийся у поверхности. Однако поиск следов древней, а может быть, и до сих пор существующей примитивной жизни на планете теперь кажется намного сложнее.

Кроме того, такая большая толщина коры и неожиданно низкая температура марсианских недр заставят чесать затылок планетологов, пытающихся понять историю происхождения как Марса, так и Солнечной системы в целом.

Главным источником тепла на больших глубинах является ядерный распад долгоживущих изотопов различных элементов – калия, тория или урана. Если температура невелика, значит, и состав вещества, из которого сформировался Марс, сильно отличается от земного, лунного, равно как и состава большинства метеоритов. Как так получилось, где и как сформировался Марс, теперь стало еще более загадочным.

врез №
skin: article/incut(default)
data:

{
    "_essence": "test",
    "incutNum": 2,
    "picsrc": "Профиль северной полярной шапки Марса по результатам радиозондирования прибором SHARAD с борта космического аппарата Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) //NASA/JPL-Caltech/University of Rome/SwRI",
    "repl": "<2>:{{incut2()}}",
    "uid": "_uid_2725638_i_2"
}

Радиозондирование полярной шапки помогло также хорошо понять историю накопления льда. Собственно, сам лёд радар не видит – он для высокочастотного радиоизлучения, которым пользуется SHARAD, почти прозрачен. Однако как только на пути возникает слой льда, смешанного с песком и пылью, значительная часть сигнала отражается. Таким образом, обработка отражённого радиосигнала позволяет построить стратиграфическую карту слоёв, на которые разбит марсианский ледник.

Слоёв оказалось около 40, разбитых на четыре чередующиеся группы тонких и толстых слоёв чистого льда, разделённых прослойками льда запылённого. Предполагается, что богатые песком и пылью ледовые отложения формируются в более тёплые климатические периоды, когда летом ото льда освобождаются большие участки марсианской поверхности, а усиливающиеся ветры переносят к полюсам больше пылевых частиц и песчинок.

Таким образом, измеряя толщину прослоек и плотность пыли в каждой из них, можно понять, как менялся климат в прошлом планеты. Правда, время в лёд спрессовывается с разной скоростью – в холодные зимы намерзают более толстые слои, и для перевода толщины льда в историческую дату требуется специальная модель. Её и построили авторы статьи в Science из многочисленных научно-исследовательских учреждений США, Италии, Канады и Франции. Они учли и то обстоятельство, что верхние слои со временем спрессовывают нижние.

По мнению учёных, нынешней полярной шапке на северном полюсе Марса около 5 миллионов лет.

Плотные группы тонких слоёв чистого льда представляют собой тёплые периоды, толстые слои же относятся к более холодным климатическим условиям. Большие периоды, соответствующие каждой группе, составляют около 1–1,2 миллионов лет, сами отдельные прослойки соответствуют другому климатическому периоду продолжительностью примерно вдесятеро меньше.

Марс

четвёртая, если считать от Солнца, планета Солнечной системы, обращающаяся между орбитами Земли и поясом астероидов.

Большая полуось орбиты составляет 1,52 астрономических единицы, период обращения по ней – 687 дней. Орбита достаточно сильно вытянута, эксцентриситет эллипса составляет 0,093.

Диаметр Марса составляет 3380 км, что почти вдвое меньше земного. Плоскость экватора наклонена под углом 25,2 градуса к плоскости орбиты планеты.

Астрономы полагают, что эта периодичность отражает два цикла в движении Марса. Первый связан с изменением наклона оси планеты к её орбите вокруг Солнца. Когда он увеличивается, полярные шапки зимой вырастают до больших размеров (полярная ночь охватывает большую часть планеты), но и летом сокращаются значительно сильнее (Солнце полярным днём поднимается выше и лучше прогревает лёд). Второй цикл – это периодическое изменение эллиптичности, вытянутости, орбиты Марса, и действует он сходным образом.

Какой из двух циклов является длинным, а какой – коротким, пока не понятно. Скорее всего, орбитальные колебания короче, однако возможен и обратный вариант.

Непонятно также, и в какой фазе обоих циклов Марс находится в настоящее время. Наклон его оси сейчас составляет около 25 с небольшим градусов, что лишь немногим больше земного, хотя в прошлом, по мнению многих астрономов, он мог составлять до 45 градусов. Чтобы определить фазу цикла, надо сравнить последние марсианские отложения с предыдущими, а лучше – ещё и будущими. Сделать это на основании данных Mars Reconnaissance Orbiter достаточно сложно.

Возможно, детально разобраться в последних перипетиях марсианского климата помогут пробы грунта и льда из полярных районов планеты, собранные спускаемым аппаратом космического корабля Phoenix. Его посадка близ марсианского полюса должна состояться через неделю, в ночь на 26 мая.