Hypotéza oceánu na Marsu - Mars ocean hypothesis

„Oceanus Borealis“ přeadresuje tady. Nesmí být zaměňována s Severním ledovým oceánem .
Umělecký dojem ze starověkého Marsu a jeho oceánů na základě geologických údajů
Předpokládá se, že modrá oblast nízké topografie na severní polokouli Marsu je místem prvotního oceánu kapalné vody.

Na Mars oceán hypotéza uvádí, že téměř třetina povrchu Marsu byl pokryt oceánem kapalné vody na počátku roku planety geologické historie . Tato prvotní oceán, přezdívaná Paleo-Ocean a Oceanus Borealis / oʊ s I ə n ə s b ɒ r I æ l ɪ s / , by naplnila nádrž vastitas borealis v severní polokouli, je oblast, která leží 4-5 km (2,5–3 míle) pod střední planetární výškou, v časovém období přibližně 4,1–3,8 miliardy let. Důkazy pro tento oceán zahrnují geografické rysy připomínající starověké pobřeží a chemické vlastnosti marťanské půdy a atmosféry. Počáteční Mars by vyžadoval hustší atmosféru a teplejší klima, aby kapalná voda mohla zůstat na povrchu.

Historie pozorovacích důkazů

Funkce zobrazené vikingskými orbitery v roce 1976 odhalily dvě možné starověké břehy poblíž pólu, Arábii a Deuteronilus , každý dlouhý tisíce kilometrů. Několik fyzických rysů v současné geografii Marsu naznačuje minulou existenci prvotního oceánu. Sítě vpustí, které se spojují do větších kanálů, znamenají erozi kapalným činidlem a připomínají starodávná koryta řek na Zemi. Obrovské kanály o šířce 25 km a hloubce několika stovek metrů zřejmě směřují z podzemních zvodněných vrstev v jižní vrchovině do severní nížiny. Velká část severní polokoule Marsu se nachází ve výrazně nižší nadmořské výšce než zbytek planety ( marťanská dichotomie ) a je neobvykle plochá.

Tato pozorování vedla řadu badatelů k hledání pozůstatků starověkých pobřeží a dále zvýšily možnost, že takový oceán kdysi existoval. V roce 1987 publikoval John E. Brandenburg  [ de ] hypotézu o prapůvodním oceánu Marsu, který nazval Paleo-oceán. Hypotéza oceánu je důležitá, protože existence velkých těles kapalné vody v minulosti by měla významný dopad na klima starověkého Marsu, potenciál obyvatelnosti a důsledky pro hledání důkazů o minulém životě na Marsu .

Počínaje rokem 1998 se vědci Michael Malin a Kenneth Edgett pustili do vyšetřování kamer s vyšším rozlišením na palubě Mars Global Surveyor s rozlišením pětkrát až desetkrát lepším než u kosmické lodi Viking, v místech, kde by se testovaly břehy navržené jinými v vědeckou literaturu. Jejich analýzy byly přinejlepším neprůkazné a hlásily, že se pobřežní čára mění v nadmořské výšce o několik kilometrů, stoupá a klesá z jednoho vrcholu na druhý po tisíce kilometrů. Tyto trendy zpochybňují, zda tyto rysy skutečně označují dávno zmizelé mořské pobřeží, a byly brány jako argument proti hypotéze marťanského pobřeží (a oceánu).

Mars Orbiter Laser Altimeter (MOLA), který přesně stanoví v roce 1999 výšku všech částí Marsu, zjistili, že povodí na oceán na Marsu by zahrnovaly tři čtvrtiny planety. Unikátní rozložení typů kráterů pod nadmořskou výškou 2400 m ve Vastitas Borealis bylo studováno v roce 2005. Vědci naznačují, že eroze zahrnuje značné množství sublimace a starověký oceán v tomto místě by zahrnoval objem 6 x 107 km 3 .

V roce 2007 navrhli Taylor Perron a Michael Manga geofyzikální model, který po úpravě o skutečnou polární toulku způsobenou hromadným přerozdělováním ze vulkanismu, marťanské paleo-břehy poprvé navržené v roce 1987 Johnem E. Brandenburgem, splňují toto kritérium. Model ukazuje, že tyto zvlněné marťanské pobřeží lze vysvětlit pohybem rotační osy Marsu . Protože odstředivá síla způsobuje, že se rotující objekty a velké rotující objekty vyboulí na jejich rovníku ( rovníkové vyboulení ), mohla polární vandr způsobit, že se nadmořská výška břehu posune podobným způsobem, jak byl pozorován. Jejich model se nepokouší vysvětlit, co způsobilo pohyb rotační osy Marsu vzhledem ke kůře.

Výzkum publikovaný v roce 2009 ukazuje mnohem vyšší hustotu proudových kanálů, než se dříve věřilo. Regiony na Marsu s největším počtem údolí jsou srovnatelné s těmi, které se nacházejí na Zemi. Ve výzkumu tým vyvinul počítačový program k identifikaci údolí hledáním struktur ve tvaru U v topografických datech. Velké množství údolních sítí v minulosti silně podporuje déšť na planetě. Globální schéma marťanských údolí lze vysvětlit velkým severním oceánem. Velký oceán na severní polokouli by vysvětlil, proč existuje jižní hranice údolních sítí; nejjižnější oblasti Marsu, nejvzdálenější od vodní nádrže, dostanou málo srážek a nevyvinou se žádná údolí. Podobným způsobem by nedostatek srážek vysvětloval, proč se marťanská údolí od severu k jihu zmenšují.

Studie delt na Marsu z roku 2010 odhalila, že sedmnáct z nich se nachází ve výšce navrhovaného pobřeží pro marťanský oceán. To by se dalo očekávat, kdyby byly delty všechny vedle velké vodní plochy. Výzkum představený na planetární konferenci v Texasu naznačil, že fanouškovský komplex Hypanis Valles je delta s více kanály a laloky, která se vytvořila na okraji velké stojící vodní plochy. Tou vodní plochou byl severní oceán. Tato delta je na hranici dichotomie mezi severní nížinou a jižní vysočinou poblíž Chryse Planitia .

Výzkum publikovaný v roce 2012 s využitím údajů z radaru MARSIS na palubě orbiteru Mars Express podporuje hypotézu zaniklého velkého severního oceánu. Přístroj odhalil dielektrickou konstantu povrchu, která je podobná jako u sedimentárních ložisek s nízkou hustotou, masivních ložisek zemského ledu nebo jejich kombinace. Měření nebyla taková jako na povrchu bohatém na lávu.

V březnu 2015 vědci uvedli, že existují důkazy o starověkém objemu vody, který by mohl zahrnovat oceán, pravděpodobně na severní polokouli planety a o velikosti zemského Severního ledového oceánu . Toto zjištění bylo odvozeno z poměru vody a deuteria v moderní marťanské atmosféře ve srovnání s poměrem nalezeným na Zemi a odvozeným z teleskopických pozorování. Na polární ložiska Marsu bylo odvozeno osmkrát tolik deuteria, než existuje na Zemi (VSMOW), což naznačuje, že starověký Mars měl výrazně vyšší hladiny vody. Reprezentativní atmosférická hodnota získaná z map (7 VSMOW) není ovlivněna klimatologickými efekty jako ty měřené lokalizovanými rovery, ačkoli teleskopická měření jsou v dosahu obohacení měřeného roverem Curiosity v kráteru Gale o 5–7 VSMOW. Ještě v roce 2001 studie o poměru molekulárního vodíku k deuteriu v horních vrstvách Marsu pomocí kosmické lodi NASA Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer navrhla bohaté zásoby vody na prvotním Marsu. Další důkazy o tom, že Mars kdysi měl hustší atmosféru, což by zvýšilo pravděpodobnost oceánu, pocházely z kosmické lodi MAVEN, která prováděla měření z oběžné dráhy Marsu. Bruce Jakosky, hlavní autor článku publikovaného v časopise Science, uvedl, že „Zjistili jsme, že většina plynu, který kdy byl v atmosféře Marsu, byl ztracen do vesmíru“. Tento výzkum byl založen na dvou různých izotopech argonového plynu.

Jak dlouho byl tento vodní útvar v kapalné formě, stále není známo, s ohledem na vysokou účinnost skleníku nutnou k přivádění vody do kapalné fáze na Marsu v heliocentrické vzdálenosti 1,4–1,7 AU. Nyní se předpokládá, že se kaňony naplnily vodou a na konci Noachianského období marťanský oceán zmizel a povrch zmrzl přibližně 450 milionů let. Poté, asi před 3,2 miliardami let, láva pod kaňony zahřívala půdu, roztavila ledové materiály a vytvořila rozsáhlé soustavy podzemních řek o délce stovky kilometrů. Tato voda vybuchla na nyní suchý povrch v obřích záplavách.

Nové důkazy o rozlehlém severním oceánu byly zveřejněny v květnu 2016. Velký tým vědců popsal, jak část povrchu v čtyřúhelníku Ismenius Lacus změnily dvě tsunami . Tsunami byly způsobeny asteroidy dopadajícími na oceán. Oba byli považováni za dostatečně silné, aby vytvořily krátery o průměru 30 km. První tsunami se zvedlo a neslo balvany velikosti aut nebo malých domků. Přeplachování vlny vytvořilo kanály přeskupením balvanů. Druhý přišel, když byl oceán o 300 m níže. Druhý nesl velké množství ledu, který byl spuštěn v údolích. Výpočty ukazují, že průměrná výška vln by byla 50 m, ale výšky se pohybovaly od 10 m do 120 m. Numerické simulace ukazují, že v této konkrétní části oceánu by se každých 30 milionů let vytvořily dva impaktní krátery o průměru 30 km. Důsledkem je, že velký severní oceán mohl existovat miliony let. Jedním z argumentů proti oceánu byl nedostatek pobřežních rysů. Tyto vlastnosti mohly být vyplaveny těmito událostmi tsunami. Části Marsu studované v tomto výzkumu jsou Chryse Planitia a severozápadní Arábie Terra . Tyto tsunami postihly některé povrchy v čtyřúhelníku Ismenius Lacus a v čtyřúhelníku Mare Acidalium . Dopad, který vytvořil kráter Lomonosov , byl identifikován jako pravděpodobný zdroj vln tsunami.

  • Kanály vytvořené zpětným proplachem z tsunami, jak je vidí HiRISE . Tsunami byly pravděpodobně způsobeny asteroidy dopadajícími na oceán.

  • Jak viděl HiRISE, balvany, které byly vyzvednuty, neseny a shozeny tsunami. Balvany jsou mezi velikostí aut a domů.

  • Efektivní ostroh rozrušený tsunami, jak jej vidí HiRISE.

Výzkum hlášený v roce 2017 zjistil, že množství vody potřebné k rozvoji údolních sítí, odtokových kanálů a deltových ložisek Marsu bylo větší než objem marťanského oceánu. Odhadovaný objem oceánu na Marsu se pohybuje od 3 metrů do zhruba 2 kilometrů GEL ( globální ekvivalentní vrstva ). To znamená, že na Marsu bylo k dispozici velké množství vody.

V roce 2018 tým vědců navrhl, aby se marťanské oceány objevily velmi brzy, před nebo společně s růstem Tharsis . Z tohoto důvodu bude hloubka oceánů jen poloviční, než se předpokládalo. Celá hmotnost Tharsisu by vytvořila hluboké pánve, ale pokud by se oceán objevil dříve, než by hmotnost Tharsisu vytvořila hluboké pánve, bylo by potřeba mnohem méně vody. Také břehy by nebyly pravidelné, protože Tharsis stále roste a následně mění hloubku pánve oceánu. Když vybuchly sopky Tharsis, přidaly do atmosféry obrovské množství plynů, které způsobily globální oteplování, což umožnilo existenci kapalné vody.

V červenci 2019 byla hlášena podpora starověkého oceánu na Marsu, který mohl být tvořen možným zdrojem mega-tsunami v důsledku dopadu meteoritu vytvářejícího kráter Lomonosov .

Teoretické problémy

Prvotní marťanské klima

Existence kapalné vody na povrchu Marsu vyžaduje teplejší i hustší atmosféru . Atmosférický tlak na současném marťanském povrchu v nejnižších nadmořských výškách převyšuje pouze tlak trojného bodu vody (6,11 hPa); ve vyšších nadmořských výškách může čistá voda existovat pouze jako pevná látka nebo pára. Průměrné roční teploty na povrchu jsou v současné době nižší než 210 K (-63 ° C/-82 ° F), což je výrazně méně, než je potřeba k udržení kapalné vody. Na počátku své historie však mohl mít Mars podmínky příznivější pro zadržování kapalné vody na povrchu.

Mars bez prachové bouře v červnu 2001 (vlevo) a s globální prachovou bouří v červenci 2001 (vpravo), jak to vidí Mars Global Surveyor

Počáteční Mars měl atmosféru oxidu uhličitého podobnou tloušťkou jako dnešní Země (1 000 hPa). I přes slabé časné Slunce by skleníkový efekt husté atmosféry oxidu uhličitého, pokud by byl podpořen malým množstvím metanu nebo izolačními účinky mraků led-oxid uhličitý-led, stačil k ohřátí průměrné povrchové teploty na hodnotu nad bodem mrazu bod vody. Atmosféra byla od té doby redukována sekvestrací v zemi ve formě uhličitanů zvětráváním, stejně jako ztrátou prostoru rozprašováním (interakce se slunečním větrem kvůli nedostatku silné marťanské magnetosféry). Studie prachových bouří pomocí sondy Mars Reconnaissance Orbiter naznačila, že 10 procent ztráty vody z Marsu mohlo být způsobeno prachovými bouřemi. Bylo pozorováno, že prachové bouře mohou přenášet vodní páru do velmi vysokých nadmořských výšek. Ultrafialové světlo ze Slunce pak může rozbít vodu na kusy v procesu zvaném fotodisociace . Vodík z molekuly vody pak uniká do vesmíru.

Šikmost ( axiální náklon ) Marsu se v geologických časových obdobích značně liší a má silný dopad na planetární klimatické podmínky.

Chemie

Úvaha o chemii může poskytnout další vhled do vlastností Oceanus Borealis. S marťanskou atmosférou převážně oxidu uhličitého by se dalo očekávat, že na povrchu najdeme rozsáhlé důkazy o uhličitanových minerálech jako pozůstatcích po oceánské sedimentaci. Vesmírné mise na Marsu dosud nezjistily množství uhličitanů. Pokud by však byly rané oceány kyselé, uhličitany by se nemohly tvořit. Pozitivní korelace fosforu, síry a chloru v půdě na dvou přistávacích místech naznačuje míchání ve velké kyselé nádrži. Ložiska hematitu detekovaná TES byla také argumentována jako důkaz minulé kapalné vody.

Osud oceánu

Vzhledem k návrhu obrovského prvotního oceánu na Marsu vyžaduje osud vody vysvětlení. Jak se marťanské klima ochladilo, povrch oceánu by zmrzl. Jedna hypotéza uvádí, že část oceánu zůstává ve zmrzlém stavu pohřbená pod tenkou vrstvou skály, úlomků a prachu na ploché severní pláni Vastitas Borealis . Voda mohla být také absorbována do podpovrchové kryosféry nebo byla ztracena do atmosféry (sublimací) a případně do vesmíru atmosférickým naprašováním.

Alternativní vysvětlení

Existence prapůvodního marťanského oceánu zůstává mezi vědci kontroverzní. Mars Reconnaissance Orbiter je High Resolution Imaging Science Experiment (HiRISE) objevil velké balvany na místě starého mořského dna, který by měl obsahovat pouze jemný sediment. Balvany však mohly upustit ledovce , což je proces běžný na Zemi. Interpretace některých rysů jako starověkých břehů byla zpochybněna.

Studie zveřejněná v září 2021 porovnávající izotopy draslíku nalezené v horninách z různých těles navrhuje, že povrchová gravitace na Marsu byla příliš nízká na to, aby udržela dostatek vody pro vytvoření velkého oceánu.

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

Potvrzení nebo vyvrácení hypotézy oceánu Marsu čeká další pozorovací důkazy z budoucích misí na Marsu .

Viz také

Reference