Склад марсіанського ґрунту. Теорія розвитку подій на Марсі. Структури осадового походження на Марсі. Сучасна марсіанська гідрологія. Південна полярна шапка під час марсіанського літа. Замерзла вода на Марсі. Величина тиску марсіанського повітря.
Давно були висловлені припущення, що вода на Червоній планеті існує й тепер, але як мерзлота. Це зумовлено тим, що на Марсі за дуже низьких температур будь-яка відкрита водна поверхня швидкої береться кригою, яку через короткий час засиплють пил і пісок. Одні агентства оголошують, що «виявлено декілька водних басейнів», другі - що знайдено лише «ознаки води в пористих, скельних породах, котрі залягають на глибині декількох сотень метрів під поверхнею», треті - що «вперше вдалося виявити сліди наявності води і в наші дні на поверхні». Як і на Землі, для геологів усе це служить явним свідченням водної ерозії, причому, за багатьма ознаками, вода була там зовсім недавно, а можливо, і донині продовжує свою геологічну дію. У 1877 р. італійський астроном Джованні Скіапареллі (1835-1910), спостерігаючи Марс у телескоп, виявив, що його поверхню ніби розкреслено прямими темними лініями, які вчений назвав каналами.Деякі знахідки дають змогу припустити, що на Марсі і тепер є місця вулканічної активності. Фізик Вінсент Чеврір (Уіпсепі Спеугіег) з Арканзаського університету (США) розрахував термодинамічні умови для утворення глинистих відкладень на Марсі та дійшов висновку, що вуглекислого газу в атмосфері планети могло бути недостатньо для парникового ефекту. Для того, щоб сформувалася глина, вода має перебувати в рідкому стані досить тривалий час, а для того, щоб атмосфера могла утримувати сонячне тепло, в її складі має бути певна кількість так званого парникового газу. Чевріра показали, що вуглекислого газу в марсіанській атмосфері могло бути недостатньо для істотного підвищення температури. Шари порід, на які мільярди років тому вода мала певний вплив, лежать під молодшою вулканічною породою, але в багатьох місцях філлосилікати виходять на поверхню.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. 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. 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].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. Марс після кожної катастрофи неминуче знову охолоджувався, так що вода замерзала. І хоча Марс, можливо, не мав умов, сприятливих для виникнення білкових форм життя, проте він зможе надати своїм майбутнім колоністам цілком достатні запаси води, які збереглися у формі льоду. Докладні знімки 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. Учені пояснюють це тим, що на Марсі льодовики в основному не танули, як на Землі, а відразу ж перетворювалися в пару (сублімували) через дуже розріджену марсіанську атмосферу.На основі вивчення знімків учені встановили звязок між вулканічною активністю та потоками води на Марсі. У результаті вулканічної діяльності лід під поверхнею планети може танути, а вода просочуватиметься назовні. Наприклад, біля підніжжя вулкана Олімп камери з орбітальних космічних апаратів виявили сліди потоків, які були там приблизно 30 млн. років тому. Характерно, що всі такі «джерела» виявлено на північних схилах глибоких каньйонів у північній півкулі та на південних схилах у південній півкулі, де атмосферний тиск хоч і ненадовго, але дає змогу зберегти воду від моментального холодного закипання. Саме після аналізу повторних (на інтервалі декількох років) знімків одних і тих же ділянок марсіанської поверхні були отримані найнадійніші свідчення того, що вода все ще іноді тече поверхнею Марса принаймні по двох територіях поверхні.
Список литературы
Clancy R.T.; Grossman А.; Wolff M.J.; James P.B.; Rudy D.J.; Billawala Y.N.; Sandor B.J.; Lee S.W.; Muhleman D.O. Water vapor saturation at low altitudes around Mars aphelion: a key to Mars climate? // Icarus.- 1996.- 122.- P. 36-62.
Goldspiel J.M., Squyres S.W. Groundwater sapping and valley formation on Mars // Icarus.- 2000. - 148.- P. 176-192.
Hoffman N. White Mars: a new model for Mars" surface and atmosphere based on C02 // Icarus. - 2000. - 146.- P. 326-342.
Kahn R. The evolution of C02 on Mars // Icarus.- 1985.- 62.- P. 175-190.
Pollack, J.B., Kasting J.B., Richardson S.M., Poliakoff K. The case for a wet, warm climate on early Mars // Icarus.- 1987.- 71.- P. 203-224.
Вы можете ЗАГРУЗИТЬ и ПОВЫСИТЬ уникальность своей работы
