Chronologie objevů vody na Marsu - Chronology of discoveries of water on Mars

Meziplanetární kosmické lodě doposud poskytovaly bohaté důkazy o vodě na Marsu , sahající až do mise Mariner 9 , která dorazila na Mars v roce 1971. Tento článek přináší rozpis objevů, které provedli, misi podle mise. Komplexnější popis důkazů o vodě na Marsu dnes a historii vody na této planetě najdete v článku Voda na Marsu .

Námořník 9

Zobrazování Mariner 9 odhalilo první přímý důkaz vody ve formě koryt řek, kaňonů (včetně Valles Marineris , soustavy kaňonů o délce asi 4 020 kilometrů (2 500 mi)), důkaz vodní eroze a depozice, předpovědi počasí, mlhy , a více. Zjištění z misí Mariner 9 podpořila pozdější vikingský program . Obrovský kaňonový systém Valles Marineris je pojmenován po Mariner 9 na počest jeho úspěchů.

  • Warrego Valles , jak ho viděl Mariner 9. Tento obrázek naznačuje, že déšť/sníh byl nezbytný k vytvoření tohoto druhu rozvětvené sítě kanálů.

Vikingský program

Objevením mnoha geologických forem, které jsou typicky vytvořeny z velkého množství vody, způsobily vikingské oběžné dráhy revoluci v našich představách o vodě na Marsu. V mnoha oblastech byla nalezena obrovská říční údolí. Ukázali, že záplavy vody prorazily přehrady, vytesaly hluboká údolí, nahlodaly rýhy do skalního podloží a urazily tisíce kilometrů. Velké oblasti na jižní polokouli obsahovaly rozvětvené údolní sítě , což naznačuje, že jednou pršelo. Předpokládá se, že boky některých vulkánů byly vystaveny srážkám, protože se podobají těm, které se vyskytují na havajských vulkánech. Mnoho kráterů vypadá, jako by nárazové těleso spadlo do bláta. Když se vytvořily, led v půdě možná roztál, proměnil zemi v bahno a pak bahno teklo po povrchu. Obvykle materiál při nárazu stoupá, pak klesá. Neteče po povrchu, obchází překážky, jako na některých marťanských kráterech. Regiony, nazývané „chaotický terén“, vypadaly, že rychle ztratily velké množství vody, což způsobilo, že se po proudu vytvořily velké kanály. Množství zapojené vody bylo téměř nemyslitelné - odhady některých toků v kanálech dosahují desetitisíckrát toku řeky Mississippi . Podzemní vulkanismus mohl roztát zmrzlý led; voda pak odtékala a země se jen zhroutila, aby opustila chaotický terén .

Níže uvedené obrázky, jedny z nejlepších od Viking Orbiters, jsou mozaikou mnoha malých obrázků ve vysokém rozlišení. Kliknutím na obrázky zobrazíte další podrobnosti. Některé obrázky jsou označeny názvy míst.

  • Bahram Vallis, jak ho viděl Viking. Údolí se nachází v Northern Lunae Planum a čtyřúhelníku Lunae Palus . Leží téměř uprostřed mezi Vedra Valles a dolním Kasei Valles .

  • Zjednodušené ostrovy, které Viking viděl, ukázaly, že na Marsu došlo k velkým povodním. Obrázek se nachází v čtyřúhelníku Lunae Palus .

  • Ostrovy ve tvaru slzy způsobené záplavovými vodami z Maja Valles, jak je vidí Viking Orbiter. Obrázek se nachází v čtyřúhelníku Oxia Palus . Ostrovy jsou vytvořeny v ejektech kráterů Lod , Bok a Gold .

  • Scour Patterns, umístěné v čtyřúhelníku Lunae Palus , byly vytvořeny tekoucí vodou z Maja Valles, která leží právě nalevo od této mozaiky. Detail toku kolem kráteru Dromore je zobrazen na dalším obrázku.

  • K provedení eroze zobrazené na tomto vikingském obrázku bylo zapotřebí velkého množství vody. Obrázek se nachází v čtyřúhelníku Lunae Palus . Eroze tvarovala ejekci kolem kráteru Dromore .

  • Vody z Vedra Valles , Maumee Valles a Maja Valles šly od Lunae Planum nalevo k Chryse Planitia napravo. Obrázek se nachází v čtyřúhelníku Lunae Palus a byl pořízen Viking Orbiter.

  • Ejecta z kráteru Arandas působí jako bláto. Pohybuje se kolem malých kráterů (označených šipkami), místo aby na ně jen spadl. Krátery, jako je tento, naznačují, že při výrobě impaktního kráteru bylo roztaveno velké množství zmrzlé vody. Obrázek se nachází v čtyřúhelníku Mare Acidalium a byl pořízen Viking Orbiter.

  • Tento pohled na bok Alba Mons ukazuje několik kanálů/žlabů. Některé kanály jsou spojeny s lávovými proudy; ostatní jsou pravděpodobně způsobeny tekoucí vodou. Velké koryto nebo drapák se mění v řadu zřícených jám. Obrázek se nachází v čtyřúhelníku Arcadia a byl pořízen Viking Orbiter.

  • Rozvětvené kanály v čtyřúhelníku Thaumasia , jak ho vidí Viking Orbiter. Sítě těchto kanálů jsou v minulosti silným důkazem deště na Marsu.

  • Rozvětvené kanály, které Viking viděl z oběžné dráhy, silně naznačovaly, že v minulosti na Mars pršelo. Obrázek se nachází v čtyřúhelníku Margaritifer Sinus .

  • Ravi Vallis , jak ho viděl Viking Orbiter. Ravi Vallis pravděpodobně vznikla, když se ze země vynořily vpravo katastrofální záplavy (chaotický terén). Obrázek se nachází v čtyřúhelníku Margaritifer Sinus .

Výsledky experimentů vikingského landeru silně naznačují přítomnost vody v současnosti i v minulosti na Marsu. Všechny vzorky zahřáté v hmotnostním spektrometru s plynovým chromatografem (GSMS) uvolňují vodu. Způsob nakládání se vzorky však zakazoval přesné měření množství vody. Ale bylo to kolem 1%. Obecná chemická analýza naznačila, že povrch byl v minulosti vystaven vodě. Některé chemikálie v půdě obsahovaly síru a chlor, které byly podobné těm, které zbyly po odpaření mořské vody. Síra byla koncentrovanější v kůře na povrchu půdy než v sypké půdě pod ní. Proto se dospělo k závěru, že horní kůra byla stmelena sírany, které byly transportovány na povrch rozpuštěné ve vodě. Tento proces je běžný na pouštích Země. Síra může být přítomen jako sulfáty z sodíku , hořčíku, vápníku nebo železa. Sulfidu železa je také možné. Pomocí výsledků z chemických měření minerální modely naznačují, že půda by mohla být směsí asi 90% jílu bohatého na železo , asi 10% síranu hořečnatého ( kieserit ?), Asi 5% uhličitanu ( kalcit ) a asi 5% oxidů železa ( hematit , magnetit , goethit ?). Tyto minerály jsou typickými produkty zvětrávání magmatických vyvřelých hornin . Přítomnost jílu, síranu hořečnatého, kieseritu, kalcitu, hematitu a goethitu silně naznačuje, že v této oblasti kdysi byla voda. Sulfát obsahuje chemicky vázanou vodu, a proto jeho přítomnost naznačuje, že voda byla v minulosti. Viking 2 našel podobnou skupinu minerálů. Protože byl Viking 2 mnohem dále na sever, obrázky pořízené v zimě ukazovaly mráz.

  • Mráz na Marsu.

  • Fotografie přistávacího modulu Viking 2 pořízeného Mars Reconnaissance Orbiter v prosinci 2006.

  • Mráz v místě přistání.

Globální průzkumník na Marsu

Mapa zobrazující distribuci hematitu v Sinus Meridiani, jak ji vidí TES. Tato data byla použita k cílení přistání Opportunity Rover. Hematit se obvykle tvoří za přítomnosti vody. Zde přistála příležitost a našla definitivní důkazy o vodě.

Mars Global Surveyor je tepelná emisní spektrometr (TES), je nástroj schopen detekovat minerální složení na Marsu. Minerální složení poskytuje informace o přítomnosti nebo nepřítomnosti vody ve starověku. TES identifikoval velkou (30 000 kilometrů čtverečních) oblast (ve formaci Nili Fossae ), která obsahovala minerální olivín . Předpokládá se, že starověký dopad, který vytvořil povodí Isidis, měl za následek chyby, které odhalily olivín. Olivín je přítomen v mnoha mafických vulkanických horninách ; v přítomnosti vody se přestála do minerály jako goethit , chlorit , smektit , maghemitu a hematit . Objev olivinu je silným důkazem, že části Marsu jsou již delší dobu extrémně suché. Olivín byl také objeven v mnoha dalších malých výchozech do 60 stupňů severně a jižně od rovníku. Olivin byl nalezen v meteoritech SNC ( shergottite , nakhlite a chassigny ), o kterých se všeobecně uznává, že pocházejí z Marsu. Pozdější studie zjistily, že skály bohaté na olivín pokrývají více než 113 000 kilometrů čtverečních povrchu Marsu. To je 11krát větší než pět sopek na Big Island na Havaji.

Dne 6. prosince 2006 NASA zveřejnila fotografie dvou kráterů s názvem Terra Sirenum a Centauri Montes, které podle všeho ukazují na přítomnost kapalné vody na Marsu v určitém bodě mezi lety 1999 a 2001.

Byly objeveny stovky vpustí, které byly vytvořeny z kapalné vody, což je v poslední době možné. Tyto vpusti se vyskytují na strmých svazích a většinou v určitých pásmech zeměpisné šířky.

Níže je uvedeno několik příkladů vpustí, které byly vyfotografovány společností Mars Global Surveyor.

  • Skupina vpustí na severní stěně kráteru, který leží západně od kráteru Newton (41,3047 stupně jižní šířky, 192,89 východní délky). Obrázek se nachází v čtyřúhelníku Phaethontis .

  • Vpusti v kráteru v trojúhelníku Eridania , severně od velkého kráteru Kepler . Jsou zde rysy, které mohou být pozůstatky starých ledovců . Jeden vpravo má tvar jazyka.

  • Vpusti na jedné stěně kráteru Kaiser. Vpusti se obvykle nacházejí pouze v jedné stěně kráteru. Umístění je čtyřúhelník Noachis .

  • Plnobarevný obraz vpustí na stěně Gorgonum Chaos . Obrázek se nachází v čtyřúhelníku Phaethontis .

Několik kanálů na Marsu zobrazovalo vnitřní kanály, které naznačují trvalé proudění tekutin. Nejznámější je ten v Nanedi Valles . Další byl nalezen v Nirgal Vallis .

Vnitřní kanál (téměř nahoře na obrázku) na podlaze Nanedi Valles, což naznačuje, že voda tekla poměrně dlouho. Obrázek ze čtyřúhelníku Lunae Palus .

Mnoho míst na Marsu vykazuje tmavé pruhy na strmých svazích , jako jsou stěny kráterů . Pruhy temných svahů byly studovány od misí Mariner a Viking . Zdá se, že pruhy začínají být tmavé, ale s věkem se stávají světlejšími. Často mají původ v malém úzkém místě, pak se rozšiřují a rozšiřují z kopce stovky metrů. Pruhy se nezdají být spojeny s žádnou konkrétní vrstvou materiálu, protože nezačínají vždy na společné úrovni podél svahu. Ačkoli mnoho pruhů vypadá velmi tmavě, jsou pouze o 10% nebo méně tmavší než okolní povrch. Mars Global Surveyor zjistil, že za méně než jeden rok se na Marsu vytvořily nové pruhy.

Bylo vysvětleno několik nápadů, jak pruhy vysvětlit. Některé zahrnují vodu nebo dokonce růst organismů . Obecně přijímané vysvětlení pro pruhy je, že jsou vytvořeny lavinováním tenké vrstvy jasného prachu, který pokrývá tmavší povrch. Po určité době se na všech marťanských površích usazuje jasný prach.

Tmavé pruhy jsou vidět na níže uvedených obrázcích, jak je vidět z Mars Global Surveyor.

Některé části Marsu vykazují obrácenou úlevu . K tomu dochází, když jsou materiály uloženy na dně proudu a poté se stanou odolnými vůči erozi, možná cementací. Později může být oblast pohřbena. Nakonec eroze odstraní krycí vrstvu. Dřívější potoky se stávají viditelnými, protože jsou odolné proti erozi. Mars Global Surveyor našel několik příkladů tohoto procesu. V různých oblastech Marsu bylo objeveno mnoho obrácených toků, zejména ve formaci Medusae Fossae , kráteru Miyamoto a plošině Juventae.

Na následujícím obrázku je jeden příklad.

Mars Pathfinder

Pathfinder zjistil, že teploty se během denního cyklu mění. Nejchladněji bylo těsně před východem slunce (asi -78 stupňů Celsia) a nejtepleji těsně po poledni na Marsu (asi -8 stupňů Celsia). Tyto extrémy se vyskytovaly poblíž země, která se jak zahřívala, tak i nejrychleji ochladila. V tomto místě nejvyšší teplota nikdy nedosáhla bodu mrazu vody (0 ° C), takže Mars Pathfinder potvrdil, že tam, kde přistál, je příliš chladno na to, aby existovala kapalná voda. Voda by však mohla existovat jako kapalina, pokud by byla smíchána s různými solemi.

Povrchové tlaky se denně měnily v rozmezí 0,2 milibarů, ale vykazovaly 2 denní minima a dvě denní maxima. Průměrný denní tlak se snížil z asi 6,75 milibarů na minimum těsně pod 6,7 milibarů, což odpovídá době, kdy na jižním pólu zkondenzovalo maximální množství oxidu uhličitého. Tlak na Zemi se obecně blíží 1000 milibarům, takže tlak na Marsu je velmi nízký. Tlaky naměřené Pathfinderem nedovolí na povrchu existovat vodu nebo led. Pokud by však byl led izolován vrstvou půdy, mohlo by to trvat dlouho.

Další pozorování byla v souladu s přítomností vody v minulosti. Některé kameny v místě Mars Pathfinder se opřely o sebe způsobem, který geologové nazývají imbrikovaný. Předpokládá se, že silné povodňové vody v minulosti tlačily kameny kolem, dokud se neotáčely směrem od toku. Některé oblázky byly zaoblené, možná z toho, že se převalily v proudu. Části země jsou křupavé, možná kvůli cementování tekutinou obsahující minerály.

Byly důkazy o mracích a možná mlze.

Mars Odyssey

V červenci 2003 bylo na konferenci v Kalifornii oznámeno, že spektrometr gama záření (GRS) na palubě Mars Odyssey objevil obrovské množství vody v rozsáhlých oblastech Marsu. Mars má dost ledu těsně pod povrchem, aby dvakrát zaplnil Michiganské jezero. Na obou polokoulích, od 55 stupňů zeměpisné šířky k pólům, má Mars vysokou hustotu ledu těsně pod povrchem; jeden kilogram půdy obsahuje asi 500 g vodního ledu. V blízkosti rovníku je však v půdě pouze 2 až 10% vody. Vědci se domnívají, že velká část této vody je uzavřena v chemické struktuře minerálů, jako je jíl a sírany . Předchozí studie s infračervenými spektroskopy poskytly důkaz o malém množství chemicky nebo fyzikálně vázané vody. Vikingští landers detekovali nízké hladiny chemicky vázané vody v marťanské půdě. Předpokládá se, že ačkoli horní povrch obsahuje pouze procento vody, led může ležet jen několik stop hlouběji. Některé oblasti, Arabia Terra , Amazonis čtyřúhelník a Elysium čtyřúhelník obsahují velké množství vody. Analýza dat naznačuje, že jižní polokoule může mít vrstvenou strukturu. Oba póly ukazovaly zasypaný led, ale severní pól k němu neměl blízko, protože ho pokrýval sezónní oxid uhličitý (suchý led). Když byla měření shromážděna, byla na severním pólu zima, takže oxid uhličitý zmrzl na vodním ledu. Dál pod hladinou může být mnohem více vody; přístroje na palubě Mars Odyssey jsou schopné studovat jen asi metr půdy. Pokud by všechny otvory v půdě byly vyplněny vodou, odpovídalo by to globální vrstvě vody hluboké 0,5 až 1,5 km.

Phoenix Lander potvrdily původní zjištění Mars Odyssey. Našel led pár palců pod povrchem a led je hluboký minimálně 8 palců. Když je led vystaven atmosféře Marsu, pomalu sublimuje. Ve skutečnosti část ledu odhalila přistávací raketa plavidla.

Pohled pod přistávací modul Phoenixu k jižní podložce nohou, ukazující nerovnoměrné expozice jasného povrchu, který se později ukázal jako vodní led, jak předpovídala teorie a detekovala Mars Odyssey .

Tisíce obrázků vrácených z Odyssey podporují myšlenku, že na Marsu kdysi teklo po jeho povrchu velké množství vody. Některé obrázky ukazují vzory rozvětvených údolí. Jiní ukazují vrstvy, které se mohly vytvořit pod jezery. Delty byly identifikovány.

Vědci po mnoho let věřili, že pod vrstvou izolačních hornin existují ledovce. Liniovaná ložiska jsou jedním z příkladů těchto pravděpodobných hornin pokrytých ledovců. Nacházejí se na podlahách některých kanálů. Jejich povrchy mají vyvýšené a rýhované materiály, které se odrážejí kolem překážek. Některé ledovce na Zemi takové vlastnosti vykazují. Ložiska s liniovou podlahou mohou souviset se zástěrkami laloků , u nichž bylo prokázáno, že na oběžném radaru obsahují velké množství ledu.

Níže uvedené obrázky pořízené nástrojem THEMIS na palubě Mars Odyssey ukazují příklady funkcí, které jsou spojeny s vodou přítomnou v současnosti nebo minulosti.

Velká část povrchu Marsu je pokryta hustým hladkým pláštěm, který je považován za směs ledu a prachu. Tento plášť bohatý na led, silný několik yardů, vyhlazuje zemi, ale místy má hrbolatou strukturu připomínající povrch basketbalu. Nízká hustota kráterů na plášti znamená, že je relativně mladý.

Změny na oběžné dráze a náklonu Marsu způsobují významné změny v distribuci vodního ledu. V určitých klimatických obdobích vodní pára opouští polární led a vstupuje do atmosféry. Voda se vrací na zem v nižších zeměpisných šířkách, když se nánosy mrazu nebo sněhu velkoryse mísí s prachem. Atmosféra Marsu obsahuje velké množství jemných prachových částic. Vodní pára na částicích kondenzuje a poté dopadají na zem kvůli dodatečné hmotnosti vodního povlaku. Když se led v horní části plášťové vrstvy vrátí do atmosféry, zanechá za sebou prach, který izoluje zbývající led.

Dao Vallis, jak ho vidí THEMIS. Kliknutím na obrázek zobrazíte vztah Dao Vallise k dalším blízkým funkcím

Dao Vallis začíná poblíž velké sopky zvané Hadriaca Patera, takže se předpokládá, že přijala vodu, když horké magma roztavilo ve zmrzlé zemi obrovské množství ledu. Částečně kruhové prohlubně na levé straně kanálu na výše uvedeném obrázku naznačují, že k vodě přispělo i míšení podzemní vody.

V některých oblastech začínají velká říční údolí krajinným prvkem zvaným „chaos“ nebo chaotický terén. „Má se za to, že se zem zhroutila, protože se najednou uvolnilo obrovské množství vody. Příklady chaotického terénu, jak je zobrazují THEMIS, jsou uvedeny níže .

  • Bloky v aramském chaosu ukazující možný zdroj vody. Zem se zhroutila, když se uvolnilo velké množství vody. Velké bloky pravděpodobně stále obsahují nějaký vodní led. Umístění je čtyřúhelník Oxia Palus .

  • Obrovské kaňony v chaosu Aureum . Kliknutím na obrázek zobrazíte vpusti, které se mohly vytvořit z nedávných vodních toků. Vpusti jsou na této zeměpisné šířce vzácné. Umístění je čtyřúhelník Margaritifer Sinus .

Phoenix

Phoenix Lander potvrdila existenci velkého množství vodního ledu v severních oblastech Marsu. Toto zjištění bylo předpovězeno teorií. a byl měřen z oběžné dráhy pomocí přístrojů Mars Odyssey. 19. června 2008 NASA oznámila, že shluky jasného materiálu ve velikosti kostek v příkopu „Dodo-Goldilocks“, vykopané robotickým ramenem, se během čtyř dnů vypařily, což silně naznačuje, že jasné shluky byly složeny z vody led, který po expozici sublimoval . I když suchý led také sublimuje za současných podmínek, bude to dělat mnohem rychleji, než bylo pozorováno.

31. července 2008 NASA oznámila, že Phoenix potvrdil přítomnost vodního ledu na Marsu. Během počátečního zahřívacího cyklu nového vzorku hmotnostní spektrometr Thermal and Evolved-Gas Analyzer (TEGA) detekoval vodní páru, když teplota vzorku dosáhla 0 ° C. Kapalná voda nemůže existovat na povrchu Marsu se současným nízkým atmosférickým tlakem, s výjimkou nejnižších výšek po krátkou dobu.

Výsledky publikované v časopise Science po skončení mise uvádějí, že ve vzorcích byl detekován chlorid, hydrogenuhličitan, hořčík, sodík, draslík, vápník a případně síran. Bylo potvrzeno, že v půdě je chloristan (ClO 4 ), silné oxidační činidlo. Chemická látka, když je smíchána s vodou, může výrazně snížit body tuhnutí, podobným způsobem, jakým se sůl nanáší na silnice k tání ledu. Chloristan dnes možná umožňuje vytvoření malého množství kapalné vody na Marsu. Vpusti, které jsou v určitých oblastech Marsu běžné, se mohly vytvořit z tajícího ledu chloristanu a způsobit, že voda eroduje půdu na strmých svazích.

V průběhu roku 2008 a začátkem roku 2009 se navíc v NASA rozpoutala debata o přítomnosti „kuliček“, které se objevily na fotografiích přistávacích vzpěr vozidla, které byly různě popisovány buď jako kapičky vody, nebo jako „shluky mrazu“. Vzhledem k nedostatku shody v rámci vědeckého projektu Phoenix nebyl tento problém vznesen na žádné tiskové konferenci NASA. Pohled jednoho vědce předpokládal, že přistávací rakety při přistání vozidla vystříkly kapsu solanky těsně pod povrchem Marsu na přistávací vzpěru. Soli by pak absorbovaly vodní páru ze vzduchu, což by vysvětlovalo, jak se zdálo, že během prvních 44 marťanských dnů rostly, než se teplota Marsu pomalu vypařovala. Některé obrázky dokonce naznačují, že některé kapičky potemněly, pak se přesunuly a splynuly; to je silný fyzický důkaz, že byly tekuté.

  • Shluky jasného materiálu ve velikosti kostek ve zvětšeném příkopu „Dodo-Goldilocks“ zmizely v průběhu čtyř dnů, což znamenalo, že byly složeny z ledu, který po expozici sublimoval .

  • Barevné verze fotografií zobrazujících sublimaci ledu s levým dolním rohem příkopu zvětšeným ve vložkách v pravém horním rohu obrázků.

Asi tak daleko, jak kamera vidí, je země plochá, ale tvarovaná do mnohoúhelníků o průměru 2–3 metry a je ohraničena koryty hlubokými 20 cm až 50 cm. Tyto tvary jsou způsobeny tím, že se led v půdě rozpíná a smršťuje v důsledku velkých teplotních změn.

Mikroskop ukázal, že půda na vrcholu polygonů je složena z plochých částic (pravděpodobně typu jílu) a zaoblených částic. Jíl je minerál, který se tvoří z jiných minerálů, když je k dispozici voda. Nalezení jílu dokazuje existenci minulé vody. Led je přítomen několik palců pod povrchem uprostřed polygonů a podél jeho okrajů je led hluboký nejméně 8 palců. Když je led vystaven atmosféře Marsu, pomalu sublimuje.

Bylo pozorováno, že padá sníh z cirrusových mraků. Mraky se tvořily na úrovni atmosféry, která byla kolem -65 ° C, takže mraky by musely být složeny z vodního ledu, nikoli z ledu oxidu uhličitého (suchý led), protože teplota pro tvorbu ledu oxidu uhličitého je hodně nižší - méně než –120 ° C. V důsledku pozorování misí se nyní věří, že na tomto místě by se v průběhu roku nahromadil vodní led (sníh). Nejvyšší teplota naměřená během mise byla -19,6 ° C, zatímco nejchladnější byla -97,7 ° C. V této oblasti tedy teplota zůstala hluboko pod bodem mrazu (0 °) vody. Mějte na paměti, že mise se uskutečnila v žáru marťanského léta.

Interpretace dat přenášených z plavidla byla zveřejněna v časopise Science. Podle údajů recenzovaných odborníky mělo místo v nedávné minulosti vlhčí a teplejší klima. Nalezení uhličitanu vápenatého na marťanské půdě vede vědce k přesvědčení, že místo bylo v geologické minulosti vlhké nebo vlhké. Během sezónních nebo delších denních cyklů mohla být voda přítomna jako tenké filmy. Náklon nebo šikmost Marsu se mění mnohem více než Země; proto jsou pravděpodobné časy vyšší vlhkosti. Data také potvrzují přítomnost chemického chloristanu. Chloristan tvoří několik desetin procent vzorků půdy. Chloristan je používán jako potrava některými bakteriemi na Zemi. Další článek tvrdí, že dříve detekovaný sníh by mohl vést k nahromadění vodního ledu.

Rovery pro průzkum Marsu

Mars Rovers Spirit a Opportunity našli spoustu důkazů o minulé vodě na Marsu. Navrženy tak, aby vydržely jen tři měsíce, oba fungovaly i po více než šesti letech. Spirit byl uvězněn v pískovně v roce 2006, přičemž NASA oficiálně přerušila rover v roce 2011. Příležitost ztratila kontakt s NASA 10. června 2018 a její mise byla prohlášena za dokončenou 13. února 2019.

Rover Spirit přistál v čem byl považován za obrovský dno jezera. Dno jezera však bylo pokryto lávovými proudy, takže důkazy o minulé vodě bylo zpočátku obtížné zjistit. Jak mise postupovala a Rover se stále pohyboval po povrchu, objevovaly se další a další stopy po minulé vodě.

5. března 2004 NASA oznámila, že Spirit našel náznaky vodní historie na Marsu ve skále přezdívané „Humphrey“. Raymond Arvidson , profesor McDonnell University a předseda Země a planetárních věd na Washingtonské univerzitě v St. Louis , během tiskové konference NASA uvedl: „Pokud bychom našli tuto skálu na Zemi, řekli bychom, že je to vulkanická hornina, která měla trochu tekutina, která jím prochází “. Na rozdíl od hornin nalezených dvojitým roverem Opportunity byl tento vytvořen z magmatu a poté získal jasný materiál v malých štěrbinách, které vypadají jako krystalizované minerály. Pokud tato interpretace platí, minerály byly s největší pravděpodobností rozpuštěny ve vodě, která byla buď nesena uvnitř horniny, nebo s ní interagovala v pozdější fázi poté, co se vytvořila.

V Sol 390 (polovina února 2005), když Spirit postupoval směrem k „Larryho vyhlídce“, při jízdě do kopce vzad, zkoumal některé cíle podél cesty, včetně půdního cíle „Paso Robles“, který obsahoval nejvyšší množství soli nalezené na rudé planetě. Půda také obsahovala ve svém složení vysoké množství fosforu , ale ne zdaleka tak vysoké jako u jiné skály odebrané vzorky od Ducha , „Wishstone“. Squyres o objevu řekl: „Stále se snažíme přijít na to, co to znamená, ale zjevně, s tolika solí kolem, tady měla ruku voda“.

Když Spirit v prosinci 2007 cestoval s mrtvým kolem, tahal mrtvé kolo za sebou, kolo seškrábalo horní vrstvu marťanské půdy a odhalilo kousek země, který podle vědců ukazuje důkazy o minulém prostředí, které by bylo ideální pro mikrobiální život. Je to podobné oblastem na Zemi, kde voda nebo pára z horkých pramenů přišla do styku se sopečnými horninami. Na Zemi jsou to místa, která mají tendenci se hemžit bakteriemi, řekl hlavní vědec roveru Steve Squyres . „Jsme z toho opravdu nadšení,“ řekl na setkání Americké geofyzikální unie (AGU). Tato oblast je extrémně bohatá na oxid křemičitý - hlavní složku okenního skla. Vědci nyní dospěli k závěru, že jasný materiál musel být vyroben jedním ze dvou způsobů. Jeden: ložiska horkých pramenů vznikají, když voda rozpouští oxid křemičitý na jednom místě a poté jej přenáší na jiné (tj. Gejzír). Za druhé: kyselá pára stoupající prasklinami ve skalách je zbavila minerálních složek a zanechala za sebou oxid křemičitý. „Důležité je, že ať už jde o jednu nebo druhou hypotézu, důsledky pro dřívější obyvatelnost Marsu jsou téměř stejné,“ vysvětlil Squyres pro BBC News. Horká voda poskytuje prostředí, ve kterém se mikrobům daří a srážení oxidu křemičitého je pohlcuje a konzervuje. Squyres dodal: „Můžete jít do horkých pramenů a můžete jít do fumarolů a na kterémkoli místě na Zemi se to hemží životem - mikrobiálním životem .

Příležitostný rover byl nasměrován na místo, které ukázalo velké množství hematitu z oběžné dráhy. Hematit se často tvoří z vody. Když přistála Opportunity, byly snadno patrné vrstvené horniny a mramorové hematitové konkrementy („borůvky“). Za roky nepřetržitého provozu zaslala Opportunity mnoho důkazů o tom, že široká oblast na Marsu byla nasáklá tekutou vodou.

Během tiskové konference v březnu 2006 vědci misí diskutovali o svých závěrech o podloží a důkazech na přítomnost kapalné vody během jejich vzniku. Předložili následující argumenty k vysvětlení malých, prodloužených dutin ve skále viditelných na povrchu a po broušení do něj (viz poslední dva obrázky níže). Tyto dutiny jsou v souladu s rysy, které jsou geologům známé jako „ vugy “. Ty se vytvářejí, když se krystaly tvoří uvnitř horniny a jsou později odstraněny erozivními procesy a zanechávají za sebou prázdnoty. Některé funkce na tomto obrázku jsou „podobné disku“, což je v souladu s určitými typy krystalů, zejména se síranovými minerály. Členové mise navíc představili první data ze spektrometru Mössbauer pořízená na podloží. Spektrum železa získané ze skály El Capitan ukazuje silný důkaz pro minerální jarosit . Tento minerál obsahuje hydroxidové ionty, které indikují přítomnost vody, když minerály vznikaly. Data Mini-TES ze stejné horniny ukázala, že se skládá ze značného množství síranů. Sulfáty také obsahují vodu.

  • Detail skalního výchozu.

  • Tenké skalní vrstvy, ne všechny navzájem rovnoběžné

  • Část otvoru vytvořená RAT

  • Prázdnoty nebo „vugy“ uvnitř skály

Mars Reconnaissance Orbiter

Prameny v kráteru Vernal , jak je vidí HiRISE . Umístěním je čtyřúhelník Oxia Palus .

Mars Reconnaissance Orbiter je HiRISE nástroj přijala řadu obrazů, které silně naznačují, že Mars má za sebou bohatou historii vodních souvisejících procesů. Velkým objevem bylo nalezení důkazů o horkých pramenech. Ty mohly obsahovat život a nyní mohou obsahovat dobře zachovalé zkameněliny života.

Výzkum Icarus z ledna 2010 popsal silné důkazy o trvalých srážkách v oblasti kolem Valles Marineris. Druhy tamních minerálů jsou spojeny s vodou. Vysoká hustota malých větvících kanálů také naznačuje velké množství srážek, protože jsou podobné proudovým kanálům na Zemi.

  • Kanály poblíž okraje Ius Chasma, jak je vidí HiRISE. Vzorec a vysoká hustota těchto kanálů podporují srážení jako zdroj vody. Umístění je Copratesův čtyřúhelník .

  • Kanály na náhorní plošině, jak je vidí HiRISE. Umístění je čtyřúhelník Coprates . Kliknutím na obrázek zobrazíte mnoho malých rozvětvených kanálů, které jsou silným důkazem trvalých srážek.

Některá místa na Marsu vykazují obrácenou úlevu . V těchto místech se koryto potoka jeví jako vyvýšený prvek místo prohlubně. Obrácené kanály bývalých proudů mohou být způsobeny ukládáním velkých hornin nebo v důsledku cementace sypkých materiálů. V obou případech by eroze narušila okolní krajinu a následně by zanechala starý kanál jako vyvýšený hřeben, protože hřeben bude odolnější vůči erozi. Níže uvedené obrázky pořízené pomocí HiRISE ukazují zvlněné hřebeny, které jsou starými kanály, které se převrátily.

V článku publikovaném v lednu 2010 velká skupina vědců podpořila myšlenku hledání života v kráteru Miyamoto kvůli obráceným kanálům proudu a minerálům, které naznačovaly minulost vody.

Pomocí dat z Mars Global Surveyor , Mars Odyssey a Mars Reconnaissance Orbiter vědci našli rozsáhlá ložiska chloridových minerálů . Chloridy jsou obvykle posledním minerálem, který vyšel z roztoku. Níže uvedený obrázek ukazuje některá ložiska uvnitř čtyřúhelníku Phaethontis . Důkazy naznačují, že ložiska byla vytvořena odpařováním minerálně obohacených vod. Jezera mohla být rozptýlena po velkých plochách marťanského povrchu. Před nimi by se měly vysrážet uhličitany , sírany a oxid křemičitý . Mars Rovers objevily sírany a oxid křemičitý. Místa s chloridovými minerály možná kdysi držela různé formy života. Kromě toho by takové oblasti měly uchovávat stopy starověkého života.

Důkaz vody z ložisek chloridů v čtyřúhelníku Phaethontis . Obrázek z HiRISE.

Bylo zjištěno, že skály na Marsu se často vyskytují jako vrstvy, nazývané vrstvy, na mnoha různých místech. Kráter Columbus je jedním z mnoha kráterů, které obsahují vrstvy. Hornina může vytvářet vrstvy různými způsoby. Sopky, vítr nebo voda mohou vytvářet vrstvy. Mnoho míst na Marsu ukazuje kameny uspořádané ve vrstvách. Vědci jsou rádi, že našli vrstvy na Marsu, protože vrstvy se mohly vytvořit pod velkými vodními plochami. Někdy vrstvy zobrazují různé barvy. Lehce tónované horniny na Marsu jsou spojovány s hydratovanými minerály, jako jsou sírany. Přístroj Mars Rover Opportunity zkoumal takové vrstvy zblízka pomocí několika nástrojů. Některé vrstvy jsou pravděpodobně tvořeny jemnými částicemi, protože se zdá, že se rozpadají na jemný prach. Naproti tomu ostatní vrstvy se rozpadají na velké balvany, takže jsou pravděpodobně mnohem tvrdší. Předpokládá se, že čedič , sopečná hornina, tvoří vrstvy složené z balvanů. Čedič byl identifikován po celém Marsu. Přístroje na oběžné dráze kosmických lodí detekovaly v některých vrstvách jíl (nazývaný také fylosilikáty). Vědci jsou nadšení z nalezení hydratovaných minerálů, jako jsou sírany a jíly na Marsu, protože se obvykle tvoří za přítomnosti vody. Místa, která obsahují jíly a/nebo jiné hydratované minerály, by byla dobrým místem pro hledání důkazů o životě.

Níže je uvedeno několik příkladů vrstev, které byly studovány pomocí HiRISE.

Velká část povrchu Marsu je pokryta hustým hladkým pláštěm, který je považován za směs ledu a prachu. Tento plášť bohatý na led, silný několik yardů, vyhlazuje zemi. Místy ale zobrazuje hrbolatou texturu připomínající povrch basketbalu. Protože je na tomto plášti málo kráterů, je plášť relativně mladý. Níže uvedené obrázky, všechny pořízené pomocí HiRISE, ukazují různé pohledy na tento hladký plášť.

Změny na oběžné dráze a náklonu Marsu způsobují významné změny v distribuci vodního ledu z polárních oblastí až do zeměpisných šířek ekvivalentních Texasu. V určitých klimatických obdobích vodní pára opouští polární led a vstupuje do atmosféry. Voda se vrací na zem v nižších zeměpisných šířkách, když se nánosy mrazu nebo sněhu velkoryse mísí s prachem. Atmosféra Marsu obsahuje velké množství jemných prachových částic. Vodní pára na částicích kondenzuje a poté dopadají na zem kvůli dodatečné hmotnosti vodního povlaku. Když se led v horní části plášťové vrstvy vrátí zpět do atmosféry, zanechá za sebou prach, který izoluje zbývající led.

HiRISE provedl mnoho pozorování vpustí, u nichž se předpokládá, že byly způsobeny nedávnými proudy kapalné vody. Mnoho vpustí je zobrazováno znovu a znovu, aby se zjistilo, zda dojde ke změnám. Některá opakovaná pozorování vpustí ukázala změny, o nichž někteří vědci tvrdí, že byly způsobeny kapalnou vodou během několika málo let. Jiní říkají, že toky byly pouze suché toky. Ty byly poprvé objeveny Mars Global Surveyor.

Alternativní teorie pro vytváření povrchových vpustí a kanálů zahrnují větrnou erozi, kapalný oxid uhličitý a kapalný metan.

Níže jsou uvedeny některé z mnoha stovek vpustí, které byly studovány s HiRISE.

Zajímavostí z dob Vikingských orbiterů jsou hromady materiálu obklopující útesy. Tato ložiska skalních úlomků se nazývají zástěry lalokových úlomků (LDA). Tyto vlastnosti mají konvexní topografii a mírný svah z útesů nebo srázů; to naznačuje únik ze strmého zdrojového útesu. Zástěry laloků navíc mohou ukazovat povrchové lineary stejně jako skalní ledovce na Zemi. Nedávno výzkum s mělkým radarem na Mars Reconnaissance Orbiter poskytl silný důkaz, že LDA v Hellas Planitia a ve středních severních šířkách jsou ledovce pokryté tenkou vrstvou hornin. Radar z Mars Reconnaissance Orbiter poskytoval silný odraz od horní a spodní části LDA, což znamená, že převážnou část formace (mezi dvěma odrazy) tvořil čistý vodní led. Na základě experimentů přistávacího modulu Phoenix a studií Mars Odyssey z oběžné dráhy je nyní známo, že zmrzlá voda existuje těsně pod povrchem Marsu na dalekém severu a jihu (vysoké zeměpisné šířky). Objev vodního ledu v LDA ukazuje, že voda se nachází v ještě nižších zeměpisných šířkách. Budoucí kolonisté na Marsu budou moci využít těchto ledových ložisek, místo aby museli cestovat do mnohem vyšších zeměpisných šířek. Další hlavní výhodou LDA oproti jiným zdrojům marťanské vody je, že je lze snadno detekovat a mapovat z oběžné dráhy. Lobate zástěry úlomky jsou uvedeny níže z Phlegra Montes, které jsou na zeměpisné šířce 38,2 stupňů severně. Přistávací modul Phoenix přistál asi na 68 stupních severní šířky, takže objev vodního ledu v LDA značně rozšiřuje rozsah snadno dostupných na Marsu. Je mnohem snazší přistát s kosmickou lodí poblíž rovníku Marsu, takže čím blíže je k rovníku voda k dispozici, tím lépe to bude pro budoucí kolonisty.

Níže jsou uvedeny příklady zástěr laloků, které byly studovány pomocí HiRISE.

  • Zástěra na trosky v Phlegra Montes , čtyřúhelník Cebrenia . Zástěrka trosek je pravděpodobně většinou ledová s tenkou pokrývkou skalních úlomků, takže by mohla být zdrojem vody pro budoucí marťanské kolonisty. Měřítko je 500 metrů dlouhé.

  • Detailní záběr na povrch zástěry lalokovaného odpadu. Všimněte si čar, které jsou běžné ve skalních ledovcích na Zemi. Obrázek se nachází v čtyřúhelníku Hellas .

  • Pohled na zástěru lobate trosek podél svahu. Obrázek se nachází v čtyřúhelníku Arcadia .

  • Místo, kde začíná zástěra lalokového odpadu. Všimněte si pruhů, které naznačují pohyb. Obrázek se nachází v čtyřúhelníku Ismenius Lacus .

Výzkum, publikovaný v časopise Science v září 2009, prokázal, že některé nové krátery na Marsu ukazují odkrytý čistý vodní led. Po nějaké době led zmizí a vypaří se do atmosféry. Led je hluboký jen několik stop. Led byl potvrzen kompaktním zobrazovacím spektrometrem (CRISM) na palubě Mars Reconnaissance Orbiter (MRO). Led byl nalezen na pěti místech. Tři z těchto míst jsou v čtyřúhelníku Cebrenia . Tato místa jsou 55,57 ° severní šířky, 150,62 ° východní délky; 43,28 ° N, 176,9 ° E; a 45 ° severní šířky, 164,5 ° E. Dva další jsou v čtyřúhelníku Diacria : 46,7 ° severní šířky, 176,8 ° východní délky a 46,33 ° severní šířky, 176,9 ° východní šířky. Tento objev dokazuje, že budoucí kolonisté na Marsu budou schopni získávat vodu ze širokého různé lokality. Led lze vykopat, roztavit a poté rozebrat, aby poskytl čerstvý kyslík a vodík pro raketové palivo. Vodík je silné palivo, které používají hlavní motory raketoplánů .

Zvědavost

V roce 2012 objevila rover NASA Curiosity solidní důkazy o starodávném korytě potoka, které dříve protékalo kameny. Rover objevil konglomeráty , což jsou skály tvořené pískem a štěrkem. Po prostudování obrázků těchto hornin dospěli vědci k závěru, že tvar a velikost oblázků, které tvoří konglomeráty, znamená, že byly erodovány vodou, možná před několika miliardami let. Družice používaly k zachycení důkazů o existujících kanálech, které by mohly naznačovat tekoucí vodu, ale neprokázaly to. Toto byl první spolehlivý hlavní důkaz, který tyto satelitní snímky podporoval.

Onboard Curiosity je meteorologická stanice s názvem REMS (Rover Environmental Monitoring Station). S údaji z REMS mohli vědci v roce 2015 dokázat, že na Marsu existují podmínky pro přítomnost kapalné vody. Podle závěrů mohou soli v zemském povrchu na Marsu absorbovat vodní páru z prostředí. Výzkum byl představen v  Nature Geoscience s Javierem Martínem-Torresem , profesorem atmosférických věd na Luleå University of Technology jako hlavním autorem.

Viz také

Reference