Barva povrchu Marsu - Mars surface color
Povrch planety Mars vypadá z dálky načervenalý kvůli rezavému prachu suspendovanému v atmosféře . Z blízka to vypadá spíše jako máslová skvrna a mezi další běžné povrchové barvy patří zlatá, hnědá, pálená a nazelenalá, v závislosti na minerálech.
Zdánlivá barva povrchu Marsu umožňovala lidem odlišit ji od jiných planet v rané historii lidstva a motivovala je k tkaní bajek o válce ve spojení s Marsem. Jedno z prvních zaznamenaných jmen, Har decher, v egyptštině doslova znamenalo „červený“ . Jeho barva mohla také přispět k maligní asociaci v indické astrologii , protože dostala jména Angaraka a Lohitanga , obě odrážejí výrazně červenou barvu Marsu, jak je viditelné pouhým okem. Moderní robotičtí průzkumníci prokázali, že za slunečních podmínek na Marsu se nejen povrchy, ale i výše uvedená obloha mohou jevit červeně.
Důvod pro červenou barvu a její rozsáhlost
Moderní pozorování naznačují, že zarudnutí Marsu je hluboké. Marťanský povrch vypadá primárně načervenalý kvůli všudypřítomné prachové vrstvě (částice mají obvykle průměr mezi 3 μm až 45 μm), která je obvykle řádově silná milimetry. I tam, kde se vyskytují nejsilnější usazeniny tohoto načervenalého prachu, jako je oblast Tharsis, není prachová vrstva pravděpodobně tlustá více než 2 m (7 stop). Proto je načervenalý prach v podstatě extrémně tenkou dýhou na povrchu Marsu a v žádném případě nepředstavuje většinu povrchu Marsu.
Marťanský prach je načervenalý, většinou kvůli spektrálním vlastnostem nanofázových oxidů železitých (npOx), které mají tendenci dominovat ve viditelném spektru. Specifické minerály npOx nebyly zcela omezeny, ale nanokrystalický červený hematit (α-Fe 2 O 3 ) může být volumetricky dominantní, alespoň při hloubce vzorkování méně než 100 μm infračervených dálkových senzorů, jako je přístroj Mars Express OMEGA . Zbytek železa v prachu, možná až 50% hmotnosti, může být v magnetitu obohaceném titanem (Fe 3 O 4 ). Magnetit je obvykle černé barvy s černým pruhem a nepřispívá k načervenalému odstínu prachu.
Hmotnostní podíl chloru a síry v prachu je větší než ten, který byl nalezen (pomocí průzkumného ducha a příležitosti Mars Exploration Rovers ) v půdních typech v kráteru Gusev a Meridiani Planum . Síra v prachu také vykazuje pozitivní korelaci s npOx. To naznačuje, že velmi omezené chemické změny tenkými filmy solanky (usnadněno vytvoření námrazy z atmosférické H 2 O) se může produkovat některé npOx. Pozorování atmosférického prachu dálkovým průzkumem (která vykazuje mírné rozdíly ve složení a velikosti zrn od povrchového prachu) navíc naznačují, že objemový objem prachových zrn sestává z živce plagioklasu a zeolitu spolu s menšími složkami pyroxenu a olivinu . Takový jemný materiál lze snadno generovat mechanickou erozí z čedičů bohatých na živce , jako jsou skály v jižní vysočině na Marsu. Dohromady tato pozorování naznačují, že jakákoli chemická změna prachu působením vody byla velmi malá.
Výskyt nanofázových oxidů železitých (npOx) v prachu
Existuje několik postupů, které může poskytnout npOx jako oxidační produkt bez zapojení volného kyslíku (O 2 ). Jeden nebo více z těchto procesů mohlo na Marsu dominovat, protože atmosférické modelování na geologických časových stupnicích naznačuje, že volný O 2 (generovaný většinou fotodisociací vody (H 2 O)) mohl být vždy stopovou složkou s parciálním tlakem ne přesahující 0,1 mikropascalů (μPa).
Jeden proces nezávislý na kyslíku (O 2 ) zahrnuje přímou chemickou reakci železnatého železa (Fe 2+ ) (běžně přítomného v typických magmatických minerálech) nebo kovového železa (Fe) s vodou (H 2 O) za vzniku železitého železa (Fe 3+ (aq)), což za experimentálních podmínek obvykle vede k hydroxidům, jako je goethit (FeO • OH). I když tato reakce s vodou (H 2 O) je termodynamicky nevýhodné, že může být udržována přesto, rychlým ztráty molekulárního vodíku (H 2 ), vedlejší produkt. Reakce může být dále usnadněno tím, rozpuštěného oxidu uhličitého (CO 2 ) a oxid siřičitý (SO 2 ), které snižují pH solanky filmů zvýšením koncentrace více oxidačních vodíkových iontů (H + ).
K rozkladu hydroxidů Fe 3+ (oxy), jako je goethit, na hematit jsou však obvykle zapotřebí vyšší teploty (asi 300 ° C) . Tvorba palagonitické tephry na horních svazích sopky Mauna Kea může takové procesy zrcadlit, což odpovídá konzistentním spektrálním a magnetickým podobnostem mezi palagonitickou tephrou a marťanským prachem. Navzdory potřebě takových kinetických podmínek mohou dlouhodobé suché a nízké hodnoty pH na Marsu (jako jsou například denní solné filmy) vést k možné transformaci goethitu na hematit vzhledem k jeho termodynamické stabilitě.
Fe a Fe 2+ mohou být také oxidovány aktivitou peroxidu vodíku (H 2 O 2 ). I když je hojnost H 2 O 2 v marťanské atmosféře velmi nízká, je dočasně perzistentní a je mnohem silnější oxidant než oxidace na H 2 O. H 2 O 2 na Fe 3+ (obvykle jako hydratované minerály). pozorováno experimentálně. Kromě toho všudypřítomnost spektrálního podpisu α-Fe 2 O 3 , ale nikoli hydratovaných minerálů Fe 3+, posiluje možnost, že se npOx může tvořit i bez termodynamicky znevýhodněných prostředníků, jako je geothit.
Existují také důkazy, že se hematit může v průběhu erozních procesů tvořit z magnetitu. Experimenty v laboratoři simulace Marsu na Aarhuské univerzitě v Dánsku ukazují, že když se v baňce převalí směs magnetitového prášku, křemičitého písku a částic křemenného prachu, část magnetitu se převede na hematit a vybarví vzorek červeně. Navrhované vysvětlení tohoto účinku spočívá v tom, že když je křemen rozdrcen mletím, dojde k porušení určitých chemických vazeb na nově exponovaných površích; když tyto povrchy přijdou do kontaktu s magnetitem, atomy kyslíku mohou být přeneseny z křemenného povrchu na magnetit a vytvářet hematit.
Rudá obloha na Marsu
Přibližně věrné barvy in situ snímků z misí Mars Pathfinder a Mars Exploration Rover naznačují, že marťanská obloha se může lidem také jevit načervenalá. Primárním důvodem pro zarudnutí oblohy může být absorpce slunečního světla v rozsahu 0,4-0,6 μm prachovými částicemi. Další příspěvek může pocházet z dominance rozptylu fotonů prachovými částicemi na vlnových délkách řádově 3 μm, které jsou v blízké infračervené oblasti, nad Rayleighovým rozptylem molekulami plynu.