Круговорот воды на Марсе: работа над ошибками.
А.В.Родин. Институт космических исследований РАН.
Марсианская эпопея конца уходящего столетия полна столь противоречивых событий, что, наверное, оставит о себе славу эпохи бурного декаданса в космической науке. Неспециалисту может показаться странным, с каким упорством научное сообщество отстаивало идею исследования Марса перед правительствами, общественностью и промышленными гигантами крупнейших держав мира, и с каким оптимизмом переносило одну за одной следовавшие неудачи. Из шести автоматических межпланетных зондов, запущенных к Марсу в течение 90-х годов, лишь два выполнили поставленные задачи: посадочный Pathfinder («Первопроходец») и орбитальный Mars Global Surveyor («Марсианский глобальный патруль»), хотя и у них не все прошло гладко. Благодаря высокому профессионализму своей команды, «Патруль» был буквально вытянут «за уши» (точнее – за солнечные панели) на рабочую картирующую орбиту и успешно работает по сей день. Результат – терабайты телевизионных картинок, детальная лазерная локация поверхности Марса прибором МОЛА и миллионы инфракрасных спектров, полученных спектрометром теплового излучения ТЭС. Все это во многом изменило наши представления о планете и обещает много интересного в будущем, при более тщательном анализе. Пока же компакт-диски с данными продолжают загромождать книжные полки в кабинетах большинства ученых–«марсиан», и самое время использовать этот короткий тайм-аут и попытаться сформулировать, что нового мы узнали и от каких привычных представлений придется отказаться. Остановимся на самой, наверное, интригующей проблеме марсианской климатологии – проблеме воды.
Рис. 1. Марс, хотя и напоминает пустыню, обладает сложным гидрологическим циклом. На этом снимке, полученном группой наблюдателей НАСА на Хаббловском телескопе, видна Северная полярная шапка и глобальная система облаков, опоясывающая тропики планеты во время прохождения афелия. В средних широтах заметны волновые атмосферные структуры, аналогичные тем, что порождают циклоны и антициклоны на Земле.
Есть ли жизнь на Марсе, нет ли – науке по-прежнему неизвестно. Зато хорошо известно, что на Марсе нет важнейшего условия для существования жизни в известных нам развитых формах – на поверхности планеты нет жидкой воды. Причина этого – давление марсианского воздуха, на 95% состоящего из углекислого газа, которое составляет в среднем всего 0.006 земной атмосферы, т.е. несколько меньше тройной точки воды. Это означает, что при современных условиях не Марсе не могут существовать открытые водоемы, и вода на планете содержится либо в толще грунта в виде вечной мерзлоты, либо в виде открытых льдов и снега и, наконец, в очень небольшом количестве - в газообразном виде в атмосфере. Водоем, если бы он существовал, неминуемо бы замерз, медленно испаряясь под воздействием солнечного излучения. Таких замерзших водоемов на Марсе нет, единственный известный резервуар водяного льда – это северная полярная шапка (южная состоит в основном из замерзшей углекислоты, почему – об этом немного позже).
По последним оценкам, емкость северной полярной шапки составляет приблизительно 1.2 млн. км3 льда при средней толщине 1.03 км [5]. Это около половины ледяного купола Гренландии, или 4% от запасов воды в антарктическом леднике. Атмосферные запасы воды и вовсе ничтожны. В такой холодной атмосфере, как марсианская, где днем температура редко доходит до 300K, а ночью опускается ниже 170K, удержать сколько-нибудь заметное количество водяного пара невозможно. Если все содержащиеся в столбе воздуха пары воды осадить, получится микроскопическая пленка толщиной всего несколько десятков микрон. Еще один-два микрона осажденной воды содержится в облаках. Казалось бы, всякие разговоры о гидрологии при таком положении вещей теряют смысл. Но это очень поверхностный, утилитарный вгляд. На самом деле «круговорот воды», хотя и совсем не такой, о котором нам рассказывали в школе, вполне возможен и с такой слабой атмосферой, как марсианская. И интерес к нему не случаен. Несмотря на всю свою экзотику, Марс – это самая близкая к Земле по основным климатическим параметрам планета Солнечной системы. Именно здесь, на этом природном полигоне, в условиях, максимально приближенных к боевым, отрабатывалась климатическая система, подобная той, что дала кров всему живому на Земле. Разобраться в деталях марсианского климата – значит глубже понять наш собственный, еще на шаг продвинуться в попытке определить необходимые и, гипотетически, достаточные условия развития биосферы, что является, наверное, единственно возможной на сегодня постановкой проблемы происхождения жизни.
Вопрос о том, куда делась марсианская вода, задавался еще в докосмическую эпоху, когда на основе наземных инфракрасных наблюдений В.И.Морозом была оценена мощность водозапасов северной полярной шапки [1]. Действительно, если Марс формировался в условиях, близких к другим планетам земной группы, из единого газопылевого диска, то и количество летучих, в том числе и воды, на них должно быть сходным. Более того, Марс, как планета, пограничная с зоной гигантов, должен был бы быть даже несколько обогащен летучими по сравнению с Землей, зона формирования которой была теплее марсианской. Те же соображения приводят к выводу, что и та часть гидросферы, которая была привнесена при ударах кометных тел на стадии интенсивной бомбардировки, для Марса должна быть по крайне мере не менее массивна, чем для Земли. Известные механизмы потерь летучих, такие как взрывной парниковый эффект, по всей вероятности приведший к практически полной потере воды Венерой, требуют больших потоков солнечного излучения и на Марсе не реализуются. Где же тогда марсианские океаны?
Еще больше вопросов возникло после анализа изображений марсианской поверхности, полученных аппаратом «Маринер-9» и позднее двумя «Викингами» в 70-х годах. Рельеф планеты оказался испещерен сетью каньонов, напоминающих высохшие русла рек, а в устьях обширных равнин были обнаружены структуры осадочного происхождения, аналогичные шельфам и островам в дельтах рек. Открывшаяся картина на самом деле столь фантастична, что просто не могла не породить впервые высказанную Дж. Поллаком и коллегами гипотезу о том, что около 3.5 миллиардов лет назад на Марсе было «тепло и сыро», была плотная атмосфера-парник, текли реки и бушевали океаны [2]. В течение 80-х и 90-х годов гипотеза «теплого сырого раннего Марса» была явно господствующей. Она, однако, требовала объяснения, а что же произошло впоследствии, какая климатическая катастрофа постигла планету, превратив ее в холодную, практически безводную и безвоздушную пустыню?
Рис. 3. Древние равнины Марса покрывает сеть каналов, напоминающих высохшие русла рек. Однако по количественным характеристикам эти русла сильно отличаются от земных. Снимок НАСА по данным «Викинга»
Чрезвычайно изящное решение указал Р.Кан [3], увязав процессы диссипации воды и углекислого газа, основной составляющей атмосферы. Как мы уже упоминали, атмосферное давление на Марсе близко к тройной точке воды. Пока оно превосходило этот уровень, предположил Кан, работал один из известных в геохимии циклов – карбонатно-силикатный, достаточно активный на Земле в настоящее время. Он состоит в том, что углекислый газ растворяется в каплях облаков, с осадками переносится в грунт и там участвует в цепочке реакций, приводя в конечном счете к отложению карбонатов в осадочных породах. В результате тектонических процессов карбонаты дрейфуют в мантию, где при относительно небольших температурах (около 900К) снова разлагаются, а высвободившийся углекислый газ попадает обратно в атмосферу с вулканическими выбросами. Известно, однако, что тектоника на Марсе никогда не была столь интенсивна, как на Земле, а единственный признак вулканической активности – гигантские щитовые вулканы в области Фарсиды, потухшие около миллиарда лет назад. Возможно, источник углекислоты был в какой-то момент перекрыт, а сток продолжал работать до тех пор, пока шли дожди и существовала жидкая вода – то есть пока атмосферное давление не упало до современного уровня. Но при всей своей теоретической красоте гипотеза Кана сталкивается с трудностями экспериментального харатера. Если карбонаты продолжали накапливаться в течении длительного времени, аккумулируя и атмосферу и гидросферу, они и сейчас должны присутствовать в марсианских породах. Однако ни один эксперимент наличия карбонатов на Марсе пока не показал. Хотя предлагались и предлагаются многочисленные соображения о том, что под действием солнечного ультрафиолетового излучения верхний слой пород подвергается химической модификации, своеобразному «загару», скрывающему спектральные детали карбонатов, отсутствие прямого их детектирования стало первым чувствительным ударом не только по конкретной модели диссипации атмосферы, но и по всей картине «теплого сырого Марса» в целом.
Еще один аргумент против теплого палеоклимата пришел вместе с образцом марсианского вещества. Названные по географии первых трех образцов, найденных вблизи местечек Шерготти, Накла и Шассиньи, SNC-метеориты, осколки марсианского материала, выбитые из родительской планеты ударом метеороида и после долгого блуждания в межпланетном пространстве выпавшие на Землю, являются пока единственными образцами, доступными для анализа in vitro. Анализ воды, связанной в кристаллических решетках минералов SNC-метеоритов, свидетельствует о том, что марсианский палеоклимат был скорее похож на современный, нежели на «сырой и теплый». Постепенное накопление сомнений в устоявшейся уже гипотезе привело к тому, что в публикациях все чаще стала звучать альтернативные точки зрения на палеоклимат, в том числе и на происхождение каньонов [4, 5]. Вот их основные аргументы:
Марсианские русла слишком глубокие и слишком прямые, чтобы быть руслами рек в нашем привычном понимании. Действительно, долина Ниргал имеет глубину около километра. Хотя она и меандрирована, равнинные реки на Земле куда более извилисты, и это при почти втрое более сильной гравитации. Остальные долины по количественным характеристикам (включая и такие параметры, как фрактальная размерность сети притоков) существенно отличаются от земных рек, но при этом достаточно близки к долинам ледников. Возможно, именно ледники ответственны за формирование сети каньонов [5]. С другой стороны, найденные в марсианских породах гематиты [6] свидетельствуют о гидротермальной активности, причем в относительно недавнюю эпоху. В толще вечной мерзлоты могут образовываться довольно крупные, толщиной 30-100 м и диаметром до 10 км, линзы жидкой воды, подогреваемой локальной тектоникой. В некоторых случаях линза может перегреться и закипеть, и тогда вытесниние объема воды, сравнимого с объемом кометы – более 1015 г – на поверхность приводит к образованию катастрофического селевого потока, образующего глубокий каньон. Существенным здесь является то, что течет уже не жидкая вода, а смесь грязи, льда и пара, причем течет лишь эпизодически. Насколько такой механизм может объяснить реальный марсианский рельеф, окончательно ответить смогут лишь детальные численные расчеты.
Пока готовилась эта статья, появился пресс-релиз НАСА, торжественно сообщающий, что наконец найдены неоспоримые доказательства жидкой воды на Марсе. В ущелье Кандор обнаружены террасы, которые могли возникнуть в результате длительных осадочных процессов на дне древнего водоема. Правда, авторы тут же оговариваются, что это не единственно возможная интерпретация, в принципе, такие террасы могли возникнуть и в результате «сухого» атмосферного выветривания. Но пейзаж, без сомнения, впечатляет:
Рис. 4. Последнее доказательство теплого палеоклимата: древние донные отложения.
Рис. 5. Свидетельства современной активности грунтовых вод в долине Ноах (a), и на склонах каньона Ниргал (b,c).
И, наконец, недавно были найдены совсем короткоживущие, не более нескольких десятков лет, структуры, похожие на следы просачивающейся из-под корки вечной мерзлоты жидкой воды. Характерно, что все такие «родники» обнаружены на северных склонах глубоких каньонов, где атмосферное давление хоть ненадолго, но позволяет сохранить воду от моментального холодного вскипания. Разумеется, такая смелая интерпретация, основанная лишь на изображениях, встречает довольно жесткую критику. В редакционной статье нашего журнала читатель может ознакомится с точкой зрения астрофизика-релятивиста. Будучи геофизиком-планетчиком и «марсианином», я не берусь интерпретировать эти катинки тем или иным образом. Наверное, сделать это грамотно может лишь тот, кто с геологическим молотком в руках прошел не одну сотню километров по марсианским дюнам. Будут это космонавты или автоматические марсоходы - в любом случае решать следующему поколению. Нам же остается уповать на самый надежный дистанционный метод - инфракрасную спектроскопию. Если ТЭС уверенно покажет молодые отложения минералов, характерных для открытых источников воды, скажем, растворимых солей, вблизи этих «ручейков» - значит, скорее всего, вода действительно есть. Читателя, всерьеез интересующегося возможным устройством современных грунтовых вод на Марсе, отсылаю к работе [6].
Но марсианская гидрология – это не только палеоклимат и вечная мерзлота. Современный цикл марсианской воды – это еще около 1014 г паров в атмосфере, те самые 10-30 микрон осажденной воды, а также облака, хорошо заметные в виде белесой дымки на изображении, полученном Хаббловским телескопом (Рис. 1). Кроме того, это сезонные полярные шапки и ночные туманы, оставляющие на поверхности планеты микроскопический слой инея. Наконец, это и «дыхание» реголита, за миллиарды лет раздробленного метеоритами глинистого грунта, обладающего хорошими абсорбционными свойствами. Несмотря на относительно небольшой объем атмосферных запасов воды, именно атмосферные процессы играют определяющую роль в поддержании современного состояния поверхностных резервуаров марсианской воды. А состояние это не вполне обычное: оказывается, в Северном полушарии воды почти на порядок больше, чем в Южном! Чем могла быть вызвана подобная асимметрия? Имеет ли это какое-либо отношение к климатическим катастрофам прошлого? Чтобы разобраться, что происходит с водой в атмосфере, на борту орбитальных аппаратов "Викинг" были установлены высококлассные даже по лабораторным меркам спектрометры MAWD (Mars Atmospheric Water Detector) с разрешающей силой l /d l » 7500, настроенные на полосу водяного пара 1.38 мкм. Приборы успешно отработали на двух аппаратах в течение двух марсианских лет в 1976-79 годах (Марс делает полный оборот вокруг Солнца за 668 земных суток). Правда, специфика тогдашней технологии позволяла передавать на Землю не спектры, а лишь относительные значения яркости на нескольких длинах волн, по которым впоследствии восстанавливалась абсолютная влажность марсианского воздуха. По сути, прибор использовался в режиме полихроматора, что, естественно, сказалось на качестве восстановленной информации. Полученная в результате обработки данных MAWD карта в координатах "сезон-широта" (Рис. 6) указывает на явную межполушарную асимметрию: южное лето намного суше северного. Естественной причиной этого кажется асимметрия самих полярных шапок: в Северной шапке льда H2O гораздо больше, тогда как постоянная часть Южной полярной шапки состоит в основном из замерзшего CO2.
Рис. 6. Сезонная эволюция атмосферной воды на Марсе по данным эксперимента MAWD. Указаны микроны осажденной воды в столбе. Афелий соответствует солнечной долготе Ls = 70° . Из работы [7].
Существует две точки зрения на возможные причины межполушарной асимметрии поверхностных запасов марсианской воды. Во-первых, геология Северного и Южного полушарий тоже заметно различаются. Северное полушарие в среднем на 3-4 км ниже Южного, где только на дне самой глубокой впадины – Эллады – геопотенциал приблизительно такой же, как на Северном полюсе. Кроме того, Северное полушарие светлее, так как там больше осадочных глинистых пород, придающих Марсу характерный красноватый оттенок, и меньше древних базальтов. Глины, как известно, способны абсорбировать значительное количество воды. Поэтому, если глобальный транспорт воды в атмосфере играет малую роль по сравнению с локальным обменом, неравномерное ее распределение между полушариями можно было бы объяснить просто различной способностью образующих поверхность планеты пород поддерживать над ней определенное количество паров. В этом случае можно было бы ожидать, что такое асимметричное распределение воды очень древнее, по крайней мере не моложе большинства современных осадочных пород, т.е. около миллиарда лет.
Согласно другой гипотезе, высказанной Клэнси и коллегами [7], причиной является асимметрия смены сезонов в двух полушариях. Дело в том, что орбита Марса обладает заметным эксцентриситетом, e=0.09, так что модуляция солнечного потока между афелием, т.е. точкой максимального удаления от Солнца, и противоположной точкой перигелия достигает 40%. Поэтому лето в Северном полушарии длиннее и холоднее, чем в Южном. Более низкие, чем в перигелии, температуры приводят к конденсации паров воды в атмосфере на относительно небольших высотах, менее 10 км, там, где доминируют направленные к экватору воздушные потоки глобальной конвективной ячейки (на Земле такая ячейка существует только в тропических широтах и является причиной пассатных ветров). Выше уровня конденсации вода не проникает за счет быстрого гравитационного оседания микронных кристаллов конденсата (рис. 7а). Этот эфект приводит, в частности, к образованию в афелии тропического облачного пояса, который запирает испаряемую полярной шапкой воду в Северном полушарии, как показано на рис. 7б. В то же время, в перигелии, гораздо более теплый период времени, облака слабо влияют на перенос между полушариями, и вода, сублимирующая с Южной полярной шапки, перемешивается более равносмерно. За геологически короткие времена такой сезонный "насос" вполне мог бы перекачать воду в полушарие, лето в котором совпадает с афелием. Учитывая, что наклон оси вращения планеты мог многократно меняться в циклах Миланковича с периодом приблизительно 105 лет, можно заключить, что эта асимметрия относительно молода и, возможно, меняет знак. Косвенным признаком перемены полушарий в глобальном водяном цикле являются концентрические слоистые отложения полярных шапок. Не исключено, что на протяжении марсианской истории шапки многократно менялись местами. Фактически, вопрос об относительном вкладе обоих механизмов в формирование асимметричного распределения воды - это вопрос об относительной роли локального обмена и глобального транспорта. Немногие на сегодняшний день теоретические разработки склоняются ко второй гипотезе, причем интенсивный локальный обмен является необходимым условием стабилизации глобального цикла, играя роль диссипативого фактора. Если бы марсианский реголит не "дышал", сезонная миграция воды к экватору была бы невозможной, вода моментально бы захватывалась в "холодных ловушках" на границе полярной шапки.
Рис. 7. Меридиональный транспорт водяного пара (рис. внизу) и аэрозоля (рис. вверху) в атмосфере Марса вблизи афелия по результатам численной модели общей циркуляции. Цветами указаны концентрации в ppm (массовая доля * 10-6), шкала дана с левой стороны каждого рисунка. Стрелки обозначают плотность потока каждой примеси, т.е. призведение концентрации и зонально-средней скорости.
Однако предварительный анализ данных спектрометра ТЭС не подтвердили столь радикального различия двух полушарий. Похоже, что проведенная с конце 70-х обработка спектров MAWD оказалась подвержена систематическим ошибкам, связанным с эффектом пылевых бурь, возникающих в перигелии и экранирующих поглощение в молекулярных полосах воды.. Возможно, что и эта, ставшая за два десятилетия классической картина марсианского гидрологического цикла вскоре уступит место более современным представлениям.
Как любая пустыня, Марс всегда оставляет заплутавшему исследователю надежду. А избранным сулит великие искушения. Нам же, грешным, не лишне еще раз порадоваться за нашу Землю - гостеприимное пристанище всякой живой твари.
Список литературы
1.Мороз, В.И., 1964. Инфракрасный спектр Марса (1.1 - 4.1 мкм) - Астрономический журнал, т.41, с. 350.
2.Pollack, J.B., J.B.Kasting, S.M.Richardson, and K.Poliakoff 1987. The case for a wet, warm climate on early Mars. Icarus, 71, 203-224.
3.Kahn, R. 1985 The evolution of CO2 on Mars. Icarus, 62, 175-190.
4.Leovy, C.B. An evolving perspective on the atmosphere and surface of Mars. BAAS #33.02, 2000.
5.Hoffman, N. 2000. White Mars: a new model for Mars' surface and atmosphere based on CO2. Icarus, 146, 326-342.
6.Goldspiel, J.M., and S.W.Squyres 2000. Groundwater sapping and valley formation on Mars. Icarus, 148, 176-192.
7.Clancy, R. T.; Grossman, A. W.; Wolff, M. J.; James, P. B.; Rudy, D. J.; Billawala, Y. N.; Sandor, B. J.; Lee, S. W.; Muhleman, D. O. 1996. Water Vapor Saturation at Low Altitudes around Mars Aphelion: A Key to Mars Climate? Icarus, 122, 36-62.
|
