Гидросфера Марса

Северная полярная шапка Марса (компьютерное моделирование)

Гидросфера Марса — это совокупность водных запасов планеты Марс, представленная водным льдом в полярных шапках Марса, льдом под поверхностью (вечная мерзлота), 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 твёрдом состоянии также называется криолитосферой.

Поиски воды на Марсе[править | править код]

Изучение химического состава пород Марса из космоса

Важнейшая задача поисков воды на планете Марс является проявлением не только теоретического интереса учёных-планетологов, но и важным направлением для практического использования полученных данных для освоения Марса. Марс весьма схож с Землей по многим показателям, и веками привлекая к себе внимание простых людей и учёных, заставлял думать о том что на нем есть жизнь и есть жидкая вода. По мере роста объема данных о «красной планете», люди придумали способы для изучения атмосферы Марса, и поиска воды в атмосфере с помощью спектроскопических измерений. Как в последствии оказалось, воды в атмосфере Марса было найдено ничтожно малое количество, и ввиду упорной веры ученых о том что вода все-таки на Марсе есть, исследования были продолжены. На смену астрономическим наблюдениям и спектроскопическому измерению, с началом эры космонавтики пришло и прямое изучение Марса и поисков воды на нем с помощью межпланетных зондов. Прежде всего внимание исследователей привлекли полярные шапки Марса, так как предполагалось что они состоят из водного льда по аналогии с Антарктидой или Гренландией на Земле. При пристальном изучении с помощью современной аппаратуры было подтверждено что помимо твердого углекислого газа, в массе льдов марсианских полярных шапок содержится колоссальное количество твердого как камень водного льда. Мощность льдов в полярных шапках Марса оказалась сравнимой с мощностью льдов в Антарктиде и Гренландии, хотя и в меньших объёмах. До начала прямых исследований с борта станции Mars Odyssey считалось, что марсианские полярные шапки являются основными резервуарами воды, наличие же воды вне полярных шапок Марса, несмотря на ряд косвенных подтверждений, подвергалось значительному сомнению. Как оказалось впоследствии, количество воды в других областях поверхности «красной планеты» огромно.

Карта потока надтепловых (вверху) и быстрых (0.85-2.5 МэВ) нейтронов на орбите космического аппарата «Mars Odissey», по данным прибора HEND.

Содержание воды в поверхностных слоях Марса

Поиск воды с помощью космических зондов: С помощью российского прибора HEND, установленного на искуственном спутнике Марса, были выполнены глобальные наблюдения потока нейтронов от поверхности Марса, и позволили надежно установить наличие огромных количеств воды в грунте планеты в обширных областях северной и южной вечной мерзлоты и в двух районах-антиподах вблизи экватора. Обнаружение воды в грунте за пределами полюсов существенно изменило наши представления о природной среде Марса. Современный Марс — холодная, но далеко не сухая планета. Этот важнейший вывод существенно повлиял на будущие программы исследования, освоения и терраформирования Марса.
Будущие поиски: Несмотря на то что в настоящее время для поисков запасов воды на Марсе применяются новейшие методы (нейтронный радиоактивационный анализ), тем не менее самым важным будет повидимому в будущем — бурение и сейсмические методы. Бурение позволяет непосредственно добираться до пластов содержащих жидкую воду и возможные колонии марсианских бактерий, а сейсмические методы позволят оценивать мощности водосодержащих пластов, поиск подземных озёр. Помимо большого научного значения, прямой поиск воды значим для будущих пилотируемых экспедиций на Марс. В случае составления подробных карт доступной к употреблению воды, будущим экспедициям будет в значительной степени легче организовать длительное пребывание на планете, и использовать добываемую воду для работающего оборудования (реакторы, получение кислорода и водорода, и.т.п), а также для снабжения добытой водой необходимой растительности для питания и личного употребления (питьё, мытьё, удаление загрязнений и миазмов).

Обнаружение воды на Марсе[править | править код]

Туманы в долине Маринера образованы мелкими кристаллами водного льда

Гигантские плиты твёрдого как камень водного льда занимают огромные территории на Марсе

Обнаруженные потоки жидкой воды на Марсе

Несмотря на то что в самом начале исследований Марс казался безводным миром больше похожим на Луну, чем на Землю, на деле всё оказалось совершенно иначе. Вода на Марсе была обнаружена, и при том ее запасы только в составе льдов Полярных шапок оказались настолько огромны, что их хватило бы на образование океанов колоссальных размеров и большой глубины. В настоящее время на Марсе еще не проведено глубинное бурение и взрывная сейсмическая разведка, и трудно сказать о том какие запасы воды находятся в литосфере Марса. Есть весьма основательные предположения о том что запасы воды абсорбированной марсианскими глинами весьма велики. В ряде районов Марса обнаружены следы потоков воды недавнего происхождения (десятки лет), и свежие излияния селевых потоков. Помимо древних речных русел, особо пристальный интерес вызывает недавнее обнаружение на Марсе пещер, и это также даёт основание предполагать что в настоящее время на Марсе существует большое количество жидких грунтовых вод и карстовых систем. Весьма интересно, что самые высокие значения содержания водного льда обнаружены в пределах слоя мощностью в несколько сотен метров оказались приуроченными к двум крупным областям в северном полушарии Марса. Ими оказались самые низкие области Ацидалийской равнины и Утопии, находящиеся между 30 и 60° с.ш. в пределах долгот 0 — 80° и 230—260° з.д. Именно в эти области планеты происходил регулярный сток колоссальных масс воды через крупнейшие выводные русла, берущие начало в экваториальной зоне Марса (долины Касэй, Маджа, Симуд, Арес, Тио) и на северо-западных гигантских склонах плато Элизии (например, долина Храт). Необычно также то, что к этим же областям принадлежит уникальный тип ландшафта — местности мегаполигонального рельефа, которые морфологически весьма сходны с полигональными структурами на Земле в зонах распространения высокольдистой мерзлоты. Однако по размеру они на 1 — 2 порядка величины крупнее своих земных аналогов. Эти области рассматриваются многими исследователями Марса как крупные седиментационные бассейны на месте грязевых палеоокеанов. Считается, что они могли сформироваться в результате катастрофического высвобождения крупных масс воды (в течение последних 2 млрд лет геологической истории) через крупнейшие эрозионные долины Марса.

Объемы запасов воды на Марсе[править | править код]

Южная полярная шапка Марса

Внутренняя часть Бассейна Ньютона с хорошо заметными свежими потоками

Гейзеры на Южном полюсе Марса в период минимума активности (А) и ранней весной (Б).

В настоящее время открытые и достоверно установленные объемы воды на Марсе составляют около 4,7 млн км³, и сосредоточены приемущественно в так называемой криосфере — приповерхностном слое вечной мерзлоты мощностью в десятки и сотни метров. В основном такие отложения водного льда расположены в крупных равнинных бассейнах, а массивы льда толщиной до 4 км сосредоточенны в полярных шапках. Существуют предположения что под полярными шапками могут существовать довольно крупные реликтовые озера жидкой и соленой воды. Объем научных данных о существующих в настоящее время о запасах воды (в форме льда) во всем объеме криолитосферы Марса предположительно составляет 7,7·10²² грамм (77 млн км³). В тоже время процессы иссушения на Марсе привели к сокращению нижней границы вечной мерзлоты на несколько сотен метров. Если из общего объема криолитосферы Марса вычесть объем сухих и оттаявших снизу пород, то предположительное содержание воды в мерзлых породах Марса составит 5,4·10²² грамм (54 млн км³). Количество воды подсчитаное таким образом во много раз превышает количество воды в полярных шапках Марса (~2·10²¹грамм), и судя по всему, представляет собой значительную часть общих запасов свободной воды, выделившейся за геологическую историю Марса. Математический расчет показывает что в случае равномерного распределения воды содержащейся ныне в криолитосфере, по поверхности Марса, то образовался бы гигантский океан со средней глубиной в несколько сотен метров! Также существует предположение что под криолитосферой Марса существует область подмерзлотных соленых вод, о количестве которых пока трудно что-либо сказать, но предположительно они огромны. Очень большое значение при оценке водных запасов Марса играет недавнее открытие колоссальных запасов водного льда под поверхностью Южной полярной шапки. Ранее считалось что южный полюс Марса в основном представлен запасами замерзшего углекислого газа, но оказалось что объемы водного льда под его поверхностью настолько велики что позволяют при его растоплении покрыть поверхность всего Марса 11-и метровым слоем воды[1]. По предварительным оценкам американских ученых, запасы воды в льдах Южного полюса Марса сравнимы с запасами воды Северной полярной шапки Марса, и толщина льдов здесь достигает 3,7 км.

Значение и влияние гидросферы на климат Марса в прошлом и настоящем[править | править код]

Древний Марс в прошлом был покрыт обширными океанами.

Марс как и Земля имеет длительную историю своего развития, и ряд эпох в этой истории привлекают значительное внимание ученых своим поразительным 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. Изучение этих эпох марсианской истории позволяет узнать много нового не только о Марсе, но и о других планетах и их развитии. Большой интерес в геологическом прошлом планеты Марс, вызывают два промежутка времени — Гесперийская эра, и Амазонийская эра. Предполагается, что в историческом прошлом Марса на его поверхности могла зародится жизнь, ныне либо погибшая и оставившая свои следы в донных отложениях марсианских озёр и морей, либо сохранившаяся глубоко под поверхностью планеты.

Южное полушарие древнего Марса.

Филлоциановая эра (Phyllocian): Первая известная эра истории Марса протекала в промежутке от 4,5-4,2 до 3,8 млрд лет назад, и характеризутся наличием филосиликатов (глинистых, листовых силикатов) могущих образовываться только в водной щелочной среде.

Сернокислая эра (Theiikian): Новая эра, начавшаяся 3,8 млрд лет назад и продолжавшаяся до 3,5 млрд лет назад. Этот период времени в истории древнего Марса характерен глобальной вулканической активностью, и выбросами в атмосферу огромного количества серы и её химических соединений. В результате этих выбросов, атмосфера Марса стала очень кислой, и в эту эпоху было образовано огромное количество кислых солей — сульфатов кальция, магния и др.

Гесперийская эра (Siderikan):

Древние донные отложения (ил) — одно из доказательств тёплого и влажного климата на Марсе в прошлом (дно расщелины Копрат (Долины Маринера)

В Гесперийскую эру (3,5-2,5 млрд лет назад) Марс достиг вершины своей эволюции и имел постоянную гидросферу. Северную равнину планеты, в ту эру занимал соленый океан объемом до 15-17 млн км³, и глубиной 0,7-1 км (для сравнения, Северный Ледовитый океан Земли имеет объем 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 озер 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, при давлении свыше 1 атмосферы. Вполне вероятно что, в Гесперийскую эру на Марсе существовала и биосфера: в трех метеоритах марсианского происхождения АLН 84001, Накла и Шерготти группой американских ученых были обнаружены образования, схожие с окаменелыми останками микроорганизмов возрастом от 4 млрд и до 165 миллионов лет.

Амазонийская эра:

В прошлом на Марсе протекали гигантские реки

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 (Олимпус Монс), 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 Арес Валлис 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 высокая разреженностью атмосферы, обусловленная высокой степенью её диссипации.

Значение марсианской воды в процессе терраформирования Марса людьми[править | править код]

Терраформированный Марс покрыт океанами (фантазия художника).

На берегу марсианского океана (фантазия художника).

Красный и негостеприимный Марс, названный в честь бога войны, вот уже тысячелетия притягивает к себе взоры всего человечества. Странная ирония — планета пустынь и гигантских вулканов, планета названная суровым именем, и планета которой исторически суждено стать нашим вторым родным домом. Марс наиболее подходящий кандидат на терраформацию (площадь поверхности ~ 144,8 млн.км² что является 28.4 % поверхности земли). Ускорение свободного падения на поверхности Марса состовляет 3,72м/с², а уровень солнечной энергии воспринимаемой Марсом составляет 43 % от уровня принимаемого поверхностью Земли. В настоящее время Марс представляет собой безжизненную (возможно) планету больше похожую на Луну чем на Землю. В тоже время полученный объем информации о Марсе говорит о том что некогда природные условия на нем были благоприятны для поддержания и возможного зарождения жизни. Марс располагает огромными количествами водного льда и несет на своей поверхности многочисленные следы своего благоприятного климата в прошлом (речные долины, отмели пляжей, залежи глин и многое другое). Многие современные ученые уверены в том, что возможно нагреть планету и создать на ней более или менее плотную атмосферу, и NASA даже проводит околонаучные дискуссии по этому поводу. Однако в этом направлении есть несомненные трудности, которые мешают терраформировать Марс или какую-либо другую планету в настоящее время. Гигантские запасы воды и связанного кислорода в составе пероксидов и озонидов в почве Марса дают прочное 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 очень хорошо освоили использование ядерной энергии, однако до сих пор нерешёнными остаются важные проблемы, связанные с транспортировкой энергетического оборудования на Марс и его обслуживанием на самой планете. В то же время сам по себе Марс обладает весьма значительными ресурсами металлов, и в том числе и ресурсами ядерного топлива (уран, торий) и при наладке на Марсе промышленности и значительном использовании ядерного топлива соответственно предполагается колоссальное количество сбросного тепла в атмосферу Марса. Одним из важнейших технологических препятствий для освоения не только Марса, но и других планет является то обстоятельство что в настоящее время слишком ограничены возможности космических транспортных средств, и в этой связи большие надежды возлагаются на газофазные ядерные ракетные двигатели. Только при наличии ядерных ракетных двигателей обладающими колоссальной тягой, надежностью и скоростью, станет вполне возможным доставка предназначенных для начального этапа терроформации тяжелых грузов к Марсу, а в перспективе даже и астероидов из водно-аммиачного льда предназначенных для наполнения атмосферы и гидросферы Марса азотом, водой и кислородом. Предположительно астероиды могут вывозиться из пояса астероидов и даже из пояса Койпера с помощью ракет или солнечных парусов. Терраформирование Марса может происходить как при прямом введении в его атмосферу искуственно изготовляемых парниковых газов (фреонов), так и нагреве поверхности планеты с помощью направленного орбитальными зеркалами солнечного излучения и затемнения поверхности полярных шапок сажей или полимерными пленками, и косвенно при освоении Марса и его полезных ископаемых (металлургия, горные взрывные работы и проч). Оба процесса могут происходить одновременно и вносить большой вклад в изменение климата Марса. Например, развитие масштабной ядерной, а в перспективе и термоядерной энергетики позволит, прямо и косвенно, высвобождать значительное количество тепла в атмосфере, а в перспективе и в гидросфере Марса. Так, например, совершенно очевидно, что при наладке крупной энергетики и выработке водорода и кислорода для наземного марсианского транспорта, космических кораблей и энергоснабжения поселений возникнут условия для высвобождения больших объемов тепловой энергии в атмосфере. В совокупности общий объем энергетики будет нагревать атмосферу Марса, и способствовать при таянии полярных шапок значительному парниковому эффекту.

Основные способы терраформирования Марса[править | править код]

Выброс в атмосферу Марса искусственных парниковых газов: тетрафторметан, октофторпропан.
Затемнение поверхности полярных шапок: сажа, напыляемые полимерные пленки, взрывное уменьшение альбедо.
Орбитальный прогрев поверхности полярных шапок: космические сверхлегкие орбитальные зеркала.
Бомбардировка астероидами: 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[править | править код]

Ссылки[править | править код]

Литература[править | править код]

Митрофанов И. Г., Литвак М. Л., Козырев А. С. и др. Первые результаты картографирования потока нейтронов от Марса российским прибором ХЕНД на борту американского аппарата «2001 Mars Odyssey»// Астрон. вестн. 2003.
Сидоров Ю. И., Золотов М. Ю. Породы и грунт поверхности Марса// «Наука» 1989.
Carr M.H. Martian oceans, valleys and climate// A&G. June 2000.
Базилевский А. Т., Литвак М. Л., Митрофанов И. Г. и др. Поиски следов химически связанной воды в поверхностном слое Марса по результатам измерений прибором ХЕНД на КА 2001 «Mars Odyssey»// Астрон. вестн. 2003.
Ксанфомалити Л. В. Потоки воды и бассейны на Марсе// Астрон. вестн. 2003.