Voda na Marsu - Water on Mars

Umělecký dojem z toho, jak mohl vypadat starověký Mars, na základě geologických údajů
Vodní led na
nejpravděpodobnějších oblastech Marsu
(10. prosince 2019)
Globální
Planární
Mars - Utopia Planitia
Marťanský terén
Mapa terénu
Vroubkovaný terén vedl k objevu velkého množství podzemního ledu - dostatek vody k naplnění Lake Superior (22. listopadu 2016)

Téměř veškerá voda na Marsu dnes existuje jako led, i když v atmosféře existuje také v malém množství jako pára . To, co bylo považováno za nízkoobjemové kapalné solanky v mělké marťanské půdě , nazývané také opakující se svahové linie , mohou být zrna tekoucího písku a prachu sklouzávajícího dolů z kopce, aby vytvářely tmavé pruhy. Jediné místo, kde je na povrchu viditelný vodní led, je na severním polárním ledovci . Hojný vodní led je také přítomen pod trvalou ledovou čepičkou oxidu uhličitého na marťanském jižním pólu a v mělkém podpovrchu za mírnějších podmínek. Na povrchu Marsu nebo v jeho blízkosti bylo detekováno více než 5 milionů km 3 ledu , což je dost na pokrytí celé planety do hloubky 35 metrů (115 ft). V hlubokém podpovrchu bude pravděpodobně uzamčeno ještě více ledu.

Na povrchu Marsu se dnes může přechodně vyskytovat určité množství kapalné vody, ale omezeno na stopy rozpuštěné vlhkosti z atmosféry a tenkých vrstev, což jsou náročná prostředí pro známý život. Na povrchu planety neexistují žádná velká stojící tělesa kapalné vody, protože atmosférický tlak tam činí v průměru jen 610 pascalů (0,088  psi ), což je číslo mírně pod tlakem vodní páry v jeho trojném bodě ; za průměrných marťanských podmínek by oteplující se voda na marťanském povrchu vznešovala, což znamená přechod přímo z pevné látky do páry; naopak chladicí voda by se ukládala, což znamená přechod přímo z páry na pevnou látku. Před zhruba 3,8 miliardami let mohl mít Mars hustší atmosféru a vyšší povrchové teploty, což umožňovalo na povrchu obrovské množství kapalné vody, případně včetně velkého oceánu, který mohl pokrýt jednu třetinu planety. Voda také v poslední době v historii Marsu zřejmě tekla po povrchu po krátkou dobu v různých intervalech. Aeolis Palus v kráteru Gale , prozkoumaný roverem Curiosity , je geologickými pozůstatky starověkého sladkovodního jezera, které mohlo být pohostinným prostředím pro mikrobiální život . Dnešní zásoby vody na Marsu lze odhadnout ze snímků kosmických lodí, technik dálkového průzkumu Země ( spektroskopická měření, radar atd.) A průzkumů povrchu od přistávacích modulů a roverů. Geologické důkazy o minulé vodě zahrnují obrovské odtokové kanály vytesané povodněmi, starodávnými sítěmi říčních údolí , deltami a jezery ; a detekce hornin a minerálů na povrchu, které mohly vzniknout pouze v kapalné vodě. Četné geomorfické rysy naznačují přítomnost přízemního ledu ( permafrost ) a pohyb ledu v ledovcích , a to v nedávné minulosti i současnosti. Vpusti a svahové linie podél útesů a stěn kráterů naznačují, že tekoucí voda nadále formuje povrch Marsu, i když v mnohem menší míře než v dávné minulosti.

Přestože byl povrch Marsu periodicky vlhký a mohl být po miliardy let pohostinný vůči mikrobiálnímu životu, současné prostředí na povrchu je suché a mrazivé, což pravděpodobně představuje nepřekonatelnou překážku pro živé organismy. Marsu navíc chybí silná atmosféra, ozónová vrstva a magnetické pole , což umožňuje nerušenému dopadu slunečního a kosmického záření na povrch. Škodlivé účinky ionizujícího záření na buněčnou strukturu jsou dalším z hlavních omezujících faktorů přežití života na povrchu. Nejlepší potenciální místa pro objevování života na Marsu proto mohou být v podpovrchových prostředích. Na Marsu bylo nalezeno velké množství podzemního ledu; detekovaný objem vody je ekvivalentní objemu vody v Lake Superior . V roce 2018 vědci oznámili objev subglaciálního jezera na Marsu , 1,5 km pod jižním polárním ledovcem , s horizontálním rozsahem asi 20 km (12 mi), prvního známého stabilního tělesa kapalné vody na planeta.

Pochopení rozsahu a situace vody na Marsu je životně důležité pro posouzení potenciálu planety pro život a pro poskytnutí použitelných zdrojů pro budoucí průzkum lidí . Z tohoto důvodu, „Sledujte voda“ byl věda téma NASA ‚s Mars Exploration Program (MEP) v prvním desetiletí 21. století. Mise NASA a ESA včetně 2001 Mars Odyssey , Mars Express , Mars Exploration Rovers (MERs), Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) a Mars Phoenix lander poskytly informace o množství a distribuci vody na Marsu. Rovery Mars Odyssey, Mars Express, MRO a Mars Science Lander Curiosity stále fungují a objevy se stále provádějí.

V září 2020 vědci potvrdili existenci několika velkých jezer se slanou vodou pod ledem v jižní polární oblasti planety Mars . Podle jednoho z výzkumníků „Identifikovali jsme stejný vodní útvar [jak bylo naznačeno dříve v předběžné počáteční detekci], ale také jsme našli tři další vodní útvary kolem hlavního ... Je to složitý systém.“ V březnu 2021 vědci uvedli, že značné množství vody na starověkém Marsu zůstává na Marsu, ale z velké části bylo pravděpodobně v průběhu let zachyceno ve skalách a kůře planety.

Historické pozadí

Pojem vody na Marsu předběhl vesmírný věk o stovky let. Časní teleskopičtí pozorovatelé správně předpokládali, že bílé polární čepice a mraky naznačovaly přítomnost vody. Tato pozorování spolu se skutečností, že Mars má 24hodinový den, vedla astronoma Williama Herschela, aby v roce 1784 prohlásil, že Mars svým obyvatelům pravděpodobně nabídl „situaci v mnoha ohledech podobnou té naší“.

Historická mapa Marsu nakreslená Giovannim Schiaparellim během „Velké opozice“ planety v roce 1877.
Marsové kanály ilustrované astronomem Percivalem Lowellem , 1898.

Na začátku 20. století většina astronomů poznala, že Mars je mnohem chladnější a sušší než Země. Přítomnost oceánů již nebyla akceptována, a tak se paradigma změnilo na obraz Marsu jako „umírající“ planety s pouze mizivým množstvím vody. Tmavé oblasti, u nichž bylo vidět, že se sezónně mění, byly tehdy považovány za vegetační trakty. Muž, který byl nejvíce zodpovědný za popularizaci tohoto pohledu na Mars, byl Percival Lowell (1855–1916), který si představil rasu Marťanů, kteří budovali síť kanálů, které přiváděly vodu z pólů k obyvatelům na rovníku. Přestože Lowellovy myšlenky generovaly ohromné ​​veřejné nadšení, většina astronomů je odmítla. Většinový pohled na tehdejší vědecké zřízení pravděpodobně nejlépe shrnul anglický astronom Edward Walter Maunder (1851–1928), který přirovnal klima Marsu k podmínkám na vrcholu dvacet tisíc stop na arktickém ostrově, kde by mohl být jen lišejník očekává se, že přežije.

Mezitím mnoho astronomů vylepšovalo nástroj planetární spektroskopie v naději, že určí složení atmosféry Marsu . Mezi lety 1925 a 1943 se Walter Adams a Theodore Dunham na observatoři Mount Wilson pokusili identifikovat kyslík a vodní páru v atmosféře Marsu, s obecně negativními výsledky. Jedinou známou složkou marťanské atmosféry byl určitě oxid uhličitý (CO 2 ) spektroskopicky identifikovaný Gerardem Kuiperem v roce 1947. Vodní pára byla na Marsu jednoznačně detekována až v roce 1963.

Mariner 4 získal tento obrázek ukazující neplodnou planetu (1965).

Složení polárních čepic , považovaných za vodní led od doby Cassiniho (1666), bylo zpochybněno několika vědci na konci 19. století, kteří dávali přednost ledu CO 2 kvůli celkově nízké teplotě planety a zjevnému nedostatku znatelné vody. . Tuto hypotézu teoreticky potvrdili Robert Leighton a Bruce Murray v roce 1966. Dnes je známo, že zimní čepice na obou pólech jsou primárně složeny z ledu CO 2 , ale že trvalá (nebo víceletá) čepice vodního ledu zůstává v létě v severní pól. Na jižním pólu zůstává v létě malá čepice ledu CO 2 , ale i tato čepice je podložena vodním ledem.

Poslední část marťanského klimatického hlavolamu poskytl Mariner 4 v roce 1965. Zrnité televizní snímky z kosmické lodi ukazovaly povrch , kterému dominovaly impaktní krátery , což znamenalo, že povrch byl velmi starý a nezažil úroveň eroze a tektonické aktivity. na Zemi. Malá eroze znamenala, že kapalná voda pravděpodobně nehrála velkou roli v geomorfologii planety po miliardy let. Změny rádiového signálu z kosmické lodi, která procházela za planetou, navíc vědcům umožnily vypočítat hustotu atmosféry. Výsledky ukázaly, že atmosférický tlak je nižší než 1% Země na úrovni hladiny moře, což účinně vylučuje existenci kapalné vody, která by při tak nízkých tlacích rychle vřela nebo zmrzla. Vize Marsu se tedy zrodila ze světa velmi podobného Měsíci, ale s pouhým pramínkem atmosféry, která by rozmetala prach kolem. Tento pohled na Mars by trval téměř další desetiletí, dokud by Mariner 9 neukázal mnohem dynamičtější Mars s náznaky, že minulé prostředí planety bylo více klecové než to současné.

24. ledna 2014 NASA oznámila, že současné studie Marsu provedené rovery Curiosity a Opportunity budou hledat důkazy o dávném životě, včetně biosféry založené na autotrofních , chemotrofních a/nebo chemolitho-autotrofních mikroorganismech a také starověkých voda, včetně fluviálně-lakustrinních prostředí ( roviny související se starodávnými řekami nebo jezery), které mohly být obyvatelné .

Po mnoho let se mělo za to, že pozorované pozůstatky povodní byly způsobeny uvolněním vody z globálního podzemního stolu, ale výzkum publikovaný v roce 2015 ukazuje, že regionálním ložiskem sedimentu a ledu, který byl o 450 milionů let dříve, byl jeho zdroj. "Ukládání sedimentů z řek a ledovcových tavenin naplněných obřích kaňonů pod prapůvodním oceánem obsaženým v severních nížinách planety. Byla to voda konzervovaná v těchto kaňonových sedimentech, která byla později uvolněna jako velké záplavy, jejichž účinky lze dnes pozorovat."

Důkazy z hornin a minerálů

Je všeobecně uznáváno, že Mars měl hojnou vodu velmi brzy ve své historii, ale všechny velké oblasti kapalné vody od té doby zmizely. Část této vody je zadržena na moderním Marsu jako led a uzamčena do struktury hojných materiálů bohatých na vodu, včetně jílových minerálů ( fylosilikáty ) a síranů . Studie izotopických poměrů vodíku naznačují, že zdrojem marsovské vody jsou asteroidy a komety z více než 2,5 astronomických jednotek (AU), které v současné době tvoří 6% až 27% současného oceánu Země.

Historie vody na Marsu. Čísla představují kolik miliard před lety.

Voda ve zvětrávacích produktech (vodné minerály)

Primárním horninovým typem na povrchu Marsu je čedič , jemnozrnná vyvřelá hornina tvořená převážně mafickými silikátovými minerály olivínem , pyroxenem a plagioklasovým živcem . Pokud jsou vystaveny vodě a atmosférických plynů, tyto minerály chemicky počasí na nové (sekundární) minerálních látek, z nichž některé mohou obsahovat vodu do své krystalické struktury, a to buď jako H 2 O nebo hydroxyl (OH). Mezi příklady hydratovaných (nebo hydroxylovaných) minerálů patří goethit hydroxidu železa (běžná součást suchozemských půd ); evaporite minerály sádrovec a kieserit ; opalinový oxid křemičitý; a fylosilikáty (také nazývané jílové minerály ), jako je kaolinit a montmorillonit . Všechny tyto minerály byly detekovány na Marsu.

Jedním z přímých účinků chemického zvětrávání je konzumace vody a dalších reaktivních chemických látek, jejich odebírání z mobilních nádrží, jako je atmosféra a hydrosféra, a jejich sekvestrace v horninách a minerálech. Množství vody v marťanské kůře uložené jako hydratované minerály není v současné době známo, ale může být poměrně velké. Například mineralogické modely skalních výchozů zkoumané nástroji na roveru Opportunity v Meridiani Planum naznačují, že tamní ložiska síranů mohou obsahovat až 22% hmotnostních vody.

Na Zemi všechny chemické reakce na zvětrávání do určité míry zahrnují vodu. Mnoho sekundárních minerálů tedy ve skutečnosti vodu nezačleňuje, ale přesto ke vzniku vody vyžaduje. Některé příklady bezvodých sekundárních minerálů zahrnují mnoho uhličitanů , některé sírany (např. Anhydrit ) a oxidy kovů, jako je minerální hematit z oxidu železa . Na Marsu se některé z těchto produktů zvětrávání teoreticky mohou tvořit bez vody nebo s malým množstvím přítomným jako led nebo v tenkých molekulárních fóliích ( monovrstvy ). Rozsah, v jakém takovéto exotické procesy zvětrávání fungují na Marsu, je stále nejistý. Minerály, které obsahují vodu nebo se tvoří v přítomnosti vody, se obecně nazývají „vodné minerály“.

Vodné minerály jsou citlivými ukazateli typu prostředí, které existovalo při vzniku minerálů. Snadnost, s jakou dochází k vodným reakcím (viz Gibbsova volná energie ), závisí na tlaku, teplotě a koncentracích příslušných plynných a rozpustných látek. Dvě důležité vlastnosti jsou pH a oxidačně-redukční potenciál (E h ) . Sulfátový minerální jarosit se například tvoří pouze ve vodě s nízkým pH (vysoce kyselá). Fylosilikáty se obvykle tvoří ve vodě s neutrálním až vysokým pH (zásadité). E h je míra oxidačního stavu vodného systému. Společně E h a pH uvedeny typy minerálních látek, které jsou termodynamicky nejstabilnější a proto pravděpodobně tvořit z daného souboru vodných složek. Z typů minerálů přítomných v horninách lze tedy odvodit minulé podmínky prostředí na Marsu, včetně těch, které vedou k životu.

Hydrotermální změny

Vodní minerály se mohou také tvořit v podpovrchu hydrotermálními tekutinami migrujícími póry a prasklinami. Zdrojem tepla pohánějícího hydrotermální systém mohou být blízká magmatická tělesa nebo zbytkové teplo z velkých nárazů . Jedním z důležitých typů hydrotermálních změn v oceánské kůře Země je serpentinizace , ke které dochází při migraci mořské vody ultramafickými a čedičovými horninami. Ve vodě skalní reakce vedou k oxidaci dvojmocného železa v olivínu a pyroxenu produkovat trojmocné železo (jako minerální magnetit ), čímž se získá molekulární vodík (H 2 ) jako vedlejší produkt. Tento proces vytváří vysoce zásadité a redukující (nízké Eh) prostředí podporující tvorbu určitých fylosilikátů (serpentinových minerálů) a různých uhličitanových minerálů, které dohromady tvoří horninu zvanou serpentinit . Vyrobený plynný vodík může být důležitým zdrojem energie pro chemosyntetické organismy nebo může reagovat s CO 2 za vzniku plynného metanu , což je proces, který byl považován za nebiologický zdroj stopových množství metanu uváděných v atmosféře Marsu. Serpentinové minerály mohou ve své krystalové struktuře také ukládat spoustu vody (jako hydroxylu). Nedávná studie tvrdila, že hypotetické serpentinity ve starověké vysokohorské kůře Marsu mohly pojmout až 500 metrů (1,600 ft) tlusté globální ekvivalentní vrstvy (GEL) vody. Ačkoli na Marsu byly detekovány některé hadovité minerály, z dat dálkového průzkumu nejsou patrné žádné rozsáhlé odchylky. Tato skutečnost nevylučuje přítomnost velkého množství serpentinitu skrytého v hloubce v marťanské kůře.

Ceny zvětrávání

Míry, kterými se primární minerály přeměňují na sekundární vodné minerály, se liší. Primární silikátové minerály krystalizují z magmatu pod tlaky a teplotami výrazně vyššími, než jsou podmínky na povrchu planety. Při vystavení povrchovému prostředí jsou tyto minerály mimo rovnováhu a budou mít tendenci interagovat s dostupnými chemickými složkami za vzniku stabilnějších minerálních fází. Obecně nejrychleji zvetrávají silikátové minerály, které krystalizují při nejvyšších teplotách (nejprve ztuhnou v chladícím magmatu). Na Zemi a na Marsu je nejběžnějším minerálem, který splňuje toto kritérium, olivín , který se v přítomnosti vody snadno přeměňuje na jílové minerály .

Olivín je na Marsu rozšířen, což naznačuje, že povrch Marsu nebyl všudypřítomně změněn vodou; bohaté geologické důkazy naznačují opak.

Marťanské meteority

Mars meteorit ALH84001 .

Bylo nalezeno více než 60 meteoritů pocházejících z Marsu. Některé z nich obsahují důkaz, že byli na Marsu vystaveni vodě. Některé marťanské meteority zvané čedičové shergottity se zdají být (z přítomnosti hydratovaných uhličitanů a síranů ) vystaveny kapalné vodě před vystřelením do vesmíru. Ukázalo se, že jiná třída meteoritů, nakhlitové , byla asi před 620 miliony let naplněna kapalnou vodou a že byly asi před 10,75 miliony let vymrštěny z Marsu nárazem asteroidu. Padli na Zemi za posledních 10 000 let. Marťanský meteorit NWA 7034 má o jeden řád více vody než většina ostatních marťanských meteoritů. Je podobný čedičům studovaným misemi roverů a vznikl na počátku amazonské epochy .

V roce 1996 skupina vědců oznámila možnou přítomnost mikrofosilií v Allan Hills 84001 , meteoritu z Marsu. Mnoho studií zpochybnilo platnost jejich interpretace hlavně na základě tvaru těchto předpokládaných zkamenělin. Bylo zjištěno, že většina organické hmoty v meteoritu byla pozemského původu. Vědecký konsensus navíc tvrdí, že „samotnou morfologii nelze jednoznačně použít jako nástroj pro primitivní detekci života“. Interpretace morfologie je notoricky subjektivní a její použití vedlo k mnoha interpretačním chybám.

Geomorfní důkazy

Jezera a říční údolí

Sonda Mariner 9 z roku 1971 způsobila revoluci v našich představách o vodě na Marsu. V mnoha oblastech byla nalezena obrovská říční údolí. Obrázky ukázaly, že záplavy vody prorazily přehrady, vytesaly hluboká údolí, nahlodaly rýhy do skalního podloží a urazily tisíce kilometrů. Oblasti rozvětvených potoků na jižní polokouli naznačovaly, že jednou pršelo. Počet rozpoznaných údolí se postupem času zvyšoval. Výzkum publikovaný v červnu 2010 zmapoval 40 000 říčních údolí na Marsu, což je zhruba čtyřnásobek počtu dříve identifikovaných říčních údolí. Marsu vodě opotřebované funkce mohou být klasifikovány do dvou odlišných tříd: 1) dendritických (rozvětvený), pozemní měřítku, široce rozšířeny, Noachian pobírajících údolí sítí a 2) mimořádně velké, dlouhé, s jedním závitem, izolované, Hesperian pobírajících výtokových kanály . Nedávná práce naznačuje, že ve středních zeměpisných šířkách může existovat také třída v současné době záhadných, menších, mladších ( hesperiánskýchamazonských ) kanálů, možná spojených s občasným lokálním táním ledových usazenin.

Kasei Valles - hlavní odtokový kanál - viděný v nadmořských datech MOLA . Tok byl zespodu zleva doprava. Obrázek je cca. 1600 km napříč. Systém kanálů zasahuje dalších 1200 km jižně od tohoto obrázku do Echus Chasma .

Některé části Marsu vykazují obrácenou úlevu . K tomu dochází, když jsou usazeniny uloženy na dně potoka a poté se stanou odolnými vůči erozi, možná cementací. Později může být oblast pohřbena. Nakonec eroze odstraní krycí vrstvu a dřívější proudy se stanou viditelnými, protože jsou odolné vůči erozi. Mars Global Surveyor našel několik příkladů tohoto procesu. Mnoho obrácené proudy byly objeveny v různých oblastech Marsu, a to zejména v Medusae lebka formace , Miyamoto kráteru , Saheki kráteru , a Juventae Plateau.

Obrácené kanály proudu v kráteru Antoniadi . Umístění je čtyřúhelník Syrtis Major .

Na Marsu byla objevena celá řada jezerních pánví. Některá jsou co do velikosti srovnatelná s největšími jezery na Zemi, jako jsou Kaspické moře , Černé moře a Bajkalské jezero . Jezera, která byla napájena údolními sítěmi, se nacházejí v jižní vysočině. Jsou místa, která jsou uzavřenými prohlubněmi, do kterých ústí říční údolí. Předpokládá se, že tyto oblasti kdysi obsahovaly jezera; jeden je v Terra Sirenum , kde se jeho přetečení přesunulo přes Ma'adim Vallis do Gusevského kráteru , prozkoumáno Mars Exploration Rover Spirit . Další je poblíž Parana Valles a Loire Vallis. Předpokládá se, že některá jezera vznikla srážením, zatímco jiná byla vytvořena z podzemních vod. Odhaduje se, že jezera existovala v povodí Argyre, v povodí Hellas a možná i ve Valles Marineris . Je pravděpodobné, že v Noachian občas byla v mnoha kráterech jezera. Tato jezera jsou v souladu s chladným, suchým (podle pozemských standardů) hydrologickým prostředím, které se poněkud podobá Velké pánvi na západě USA během posledního glaciálního maxima .

Výzkum z roku 2010 naznačuje, že Mars měl také jezera podél částí rovníku. Ačkoli dřívější výzkum ukázal, že Mars měl teplou a vlhkou ranou historii, která již dávno vyschla, tato jezera existovala v období Hesperian , mnohem později. Pomocí podrobných snímků z NASA Mars Reconnaissance Orbiter vědci spekulují, že během tohoto období mohlo dojít ke zvýšené sopečné aktivitě, dopadům meteoritů nebo posunům na oběžné dráze Marsu, aby se atmosféra Marsu dostatečně zahřála a roztavila hojný led přítomný v zemi. Sopky by uvolnily plyny, které dočasně zahušťovaly atmosféru, zachycovaly více slunečního světla a byly dostatečně teplé, aby mohla existovat kapalná voda. V této studii byly objeveny kanály, které spojovaly jezerní pánve poblíž Ares Vallis . Když se jedno jezero naplnilo, jeho vody přetékaly z břehů a vytesaly kanály do nižší oblasti, kde by se vytvořilo další jezero. Tato suchá jezera by byla cílem hledat důkazy ( biosignatury ) minulého života.

27. září 2012 vědci NASA oznámili, že rover Curiosity našel přímý důkaz o starodávném korytu v kráteru Gale , což naznačuje starodávný „prudký tok“ vody na Marsu. Zejména analýza nyní suchého koryta ukázala, že voda teče rychlostí 3,3 km/h (0,92 m/s), pravděpodobně v hloubce boků. Důkaz tekoucí vody přišel v podobě zaoblených oblázků a úlomků štěrku, které mohly být zvětralé pouze silnými kapalnými proudy. Jejich tvar a orientace naznačuje dálkový transport nad okraj kráteru, kde se do naplaveného vějíře přivádí kanál s názvem Peace Vallis .

Jezero Eridania je teoretické starověké jezero o rozloze zhruba 1,1 milionu kilometrů čtverečních. Jeho maximální hloubka je 2 400 metrů a objem 562 000 km 3 . Bylo větší než největší vnitrozemské moře na Zemi, Kaspické moře a obsahovalo více vody než všechna ostatní marťanská jezera dohromady. Moře Eridania pojalo více než 9krát více vody než všechna velká jezera Severní Ameriky . Předpokládalo se, že horní hladina jezera je ve výšce údolních sítí, které jezero obklopují; všichni končí ve stejné výšce, což naznačuje, že se vlévají do jezera.

Výzkum s CRISM našel tlustá ložiska o tloušťce větší než 400 metrů, která obsahovala minerály saponit , mastek-saponit, slída bohatá na Fe (například glaukonit - nontronit ), serpentin Fe- a Mg, Mg-Fe-Ca- karbonát a pravděpodobný Fe- sulfid . Fe-sulfid se pravděpodobně vytvořil v hluboké vodě z vody ohřívané sopkami . Takový proces, klasifikovaný jako hydrotermální, mohl být místem, kde začal život na Zemi.

Jezerní delty

Vědci našli řadu příkladů delt, které se vytvořily v marťanských jezerech. Nalezení delt je hlavní známkou toho, že na Marsu kdysi bylo hodně tekuté vody. Delty obvykle vyžadují k vytvoření hluboké vody po dlouhou dobu. Hladina vody musí být také stabilní, aby nedocházelo k odplavování usazenin . Delty byly nalezeny v širokém geografickém rozsahu, ačkoli existují určité náznaky, že delty mohou být soustředěny kolem okrajů domnělého bývalého severního oceánu Marsu .

Podzemní vody

Vrstvy mohou být tvořeny postupným stoupáním podzemní vody .

V roce 1979 se mělo za to, že odtokové kanály se tvoří v jednoduchých, katastrofických prasklinách podpovrchových vodních nádrží, případně utěsněných ledem, a vypouštějí kolosální množství vody přes jinak vyprahlý povrch Marsu. Důkazy ve prospěch silných nebo dokonce katastrofických záplav se navíc nacházejí v obřích vlnách v Athabasca Vallis . Mnoho odtokových kanálů začíná rysy Chaosu nebo Chasmy , které poskytují důkazy o prasknutí, které mohlo narušit podpovrchovou ledovou pečeť.

Rozvětvené údolní sítě Marsu nejsou v souladu s tvorbou náhlým katastrofickým uvolňováním podzemní vody, a to jak z hlediska jejich dendritických tvarů, které nepocházejí z jediného odtokového bodu, tak z hlediska výbojů, které podle nich zřejmě proudily. Místo toho někteří autoři tvrdili, že byly vytvořeny pomalým prosakováním podzemní vody z podpovrchu v podstatě jako prameny. Na podporu této interpretace začínají horní konce mnoha údolí v takových sítích hlavicemi kaňonu nebo „amfiteátru“, které jsou na Zemi obvykle spojeny s prosakováním podzemní vody. Existuje také málo důkazů o jemnějších kanálech nebo údolích na špičkách kanálů, které někteří autoři interpretovali tak, že ukazují, že tok se objevil náhle z podpovrchového povrchu se znatelným výbojem, než aby se postupně hromadil po povrchu. Jiní zpochybnili souvislost mezi hlavami údolí amfiteátru a tvorbou podzemních vod u pozemních příkladů a tvrdili, že nedostatek jemných hlavic v údolních sítích je způsoben jejich odstraněním povětrnostními vlivy nebo nárazovým zahradnictvím . Většina autorů připouští, že většina údolních sítí byla alespoň částečně ovlivněna a formována procesy prosakování podzemních vod.

Předpokládá se, že zachování a cementování stratigrafie eolických dun v Burns Cliff v kráteru Endurance bylo řízeno tokem mělké podzemní vody.

Podzemní voda také hrála důležitou roli v řízení širokého měřítka sedimentačních vzorců a procesů na Marsu. Podle této hypotézy se podzemní voda s rozpuštěnými minerály dostala na povrch, v kráterech a kolem nich a pomohla vytvořit vrstvy přidáním minerálů - zejména síranů - a cementováním sedimentů . Jinými slovy, některé vrstvy mohly být vytvořeny stoupáním podzemní vody ukládáním minerálů a cementováním stávajících, volných, eolických sedimentů. Vytvrzené vrstvy jsou následně více chráněny před erozí . Studie publikovaná v roce 2011 s využitím údajů ze sondy Mars Reconnaissance Orbiter ukazuje, že stejné druhy sedimentů existují ve velké oblasti, která zahrnuje Arabia Terra . Argumentovalo se, že oblasti bohaté na sedimentární horniny jsou také oblasti, které s největší pravděpodobností zaznamenávaly vzestup podzemních vod v regionálním měřítku.

V únoru 2019 evropští vědci publikovali geologické důkazy o starodávném planetárním systému podzemních vod, který byl pravděpodobně spojen s domnělým obrovským oceánem. V září 2019 vědci oznámili, že přistávací modul InSight odhalil nevysvětlitelné magnetické impulsy a magnetické oscilace v souladu s celoplanetovým zásobníkem kapalné vody hluboko pod zemí.

Hypotéza oceánu Marsu

Předpokládá se, že modrá oblast nízké topografie na severní polokouli Marsu je místem prvotního oceánu kapalné vody.

Hypotéza oceánu Marsu navrhuje, že povodí Vastitas Borealis bylo přinejmenším jednou místem oceánu kapalné vody a představuje důkaz, že téměř třetinu povrchu Marsu pokrýval tekutý oceán na počátku geologické historie planety . Tento oceán, přezdívaný Oceanus Borealis , by naplnil povodí Vastitas Borealis na severní polokouli, v oblasti, která leží 4–5 kilometrů pod střední planetární nadmořskou výškou. Byly navrženy dvě hlavní předpokládané pobřežní linie: vyšší, datovaná do časového období přibližně před 3,8 miliardami let a souběžně s tvorbou údolních sítí na Vysočině, a nižší, pravděpodobně v korelaci s mladšími odtokovými kanály . Vyšší, „arabské pobřeží“, lze vysledovat po celém Marsu kromě vulkanické oblasti Tharsis. Dolní, Deuteronilus, navazuje na formaci Vastitas Borealis .

Studie v červnu 2010 dospěla k závěru, že starověký oceán by pokryl 36% Marsu. Údaje z laserového výškoměru Mars Orbiter Laser Meter (MOLA), který měří nadmořskou výšku veškerého terénu na Marsu, byly použity v roce 1999 k určení, že povodí takového oceánu by pokrylo asi 75% planety. Počáteční Mars by vyžadoval teplejší klima a hustší atmosféru, aby mohla na povrchu existovat kapalná voda. Velký počet údolních sítí navíc v minulosti silně podporuje možnost hydrologického cyklu na planetě.

Existence prvotního marťanského oceánu zůstává mezi vědci kontroverzní a interpretace některých rysů jako „starodávných břehů“ byla zpochybněna. Jedním problémem předpokládaného 2 miliardy let starého (2  Ga ) pobřeží je, že není plochý-tj. Nesleduje linii konstantního gravitačního potenciálu. Důvodem může být změna distribuce hmotnosti Marsu, možná v důsledku sopečné erupce nebo dopadu meteorů; jako nejpravděpodobnější příčiny byla předložena vulkanická provincie Elysium nebo masivní kotlina Utopie, která je pohřbena pod severními pláněmi.

V březnu 2015 vědci uvedli, že existují důkazy o starověkém marťanském oceánu, pravděpodobně na severní polokouli planety a o velikosti zemského Severního ledového oceánu , což je přibližně 19% povrchu Marsu. Toto zjištění bylo odvozeno z poměru vody a deuteria v moderní atmosféře Marsu ve srovnání s poměrem nalezeným na Zemi. Na Marsu bylo nalezeno osmkrát tolik deuteria, než existuje na Zemi, což naznačuje, že starověký Mars měl výrazně vyšší hladiny vody. Výsledky z vozítka Curiosity dříve nalezly v kráteru Gale vysoký poměr deuteria , i když ne dostatečně vysoký, aby naznačoval přítomnost oceánu. Jiní vědci varují, že tato nová studie nebyla potvrzena, a poukazují na to, že marťanské klimatické modely dosud neprokázaly, že by planeta byla v minulosti dostatečně teplá na to, aby mohla podporovat tělesa kapalné vody.

V květnu 2016 byly zveřejněny další důkazy pro severní oceán, které popisují, jak byla část povrchu v čtyřúhelníku Ismenius Lacus změněna dvěma 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 .

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 .

Důkazy pro nedávné toky

Teplá sezóna teče na svahu v kráteru Newton .
Rozvětvené vpusti.
Skupina hlubokých vpustí.

Čistá kapalná voda nemůže existovat ve stabilní formě na povrchu Marsu se svým současným nízkým atmosférickým tlakem a nízkou teplotou, s výjimkou několika hodin v nejnižších nadmořských výškách. Geologické tajemství začalo v roce 2006, když pozorování z NASA Mars Reconnaissance Orbiter odhalila vpusti, která zde nebyla před deseti lety, pravděpodobně způsobená tekoucí tekutou solankou během nejteplejších měsíců na Marsu. Snímky byly dvou kráterů v Terra Sirenum a Centauri Montes, které zřejmě ukazují přítomnost toků (mokrých nebo suchých) na Marsu v určitém bodě mezi lety 1999 a 2001.

Ve vědecké komunitě panují neshody v tom, zda jsou vpusti tvořeny kapalnou vodou či nikoli. Je také možné, že toky, které vyřezávají vpusti, jsou suchá zrna, nebo možná mazaná oxidem uhličitým. Některé studie potvrzují, že vpusti tvořící se v jižních vysočinách nemohla být vytvořena vodou kvůli nevhodným podmínkám. Nízkotlaké, negeotermální, chladnější oblasti by v žádném bodě roku neustoupily kapalné vodě, ale byly by ideální pro pevný oxid uhličitý. Tavení oxidu uhličitého v teplejším létě by poskytlo kapalný oxid uhličitý, který by pak vytvořil vpusti. I když jsou rokle vytesány proudící vodou na povrchu, přesný zdroj vody a mechanismy jejího pohybu nejsou pochopeny.

Suché vpusti jsou hluboké rýhy vyryté do svahů, které přetrvávají po celý rok. Na Marsu je mnoho dalších funkcí a některé se sezónně mění.

V srpnu 2011 oznámila NASA objev vysokoškoláka Lujendry Ojhy o aktuálních sezónních změnách na strmých svazích pod skalními výchozy poblíž okrajů kráterů na jižní polokouli. Bylo vidět, že tyto tmavé pruhy, nyní nazývané rekurentní svahové linie (RSL), rostly v nejteplejší části marťanského léta po svahu a poté po zbytek roku postupně mizely, cyklicky se opakující mezi roky. Vědci navrhli, aby tyto značky byly v souladu se slanou vodou ( solanky ), která teče dolů a pak se odpařuje, což možná zanechává nějaký druh zbytku. Spektroskopický přístroj CRISM od té doby provedl přímá pozorování vodných solí, které se objevily současně s tvorbou těchto opakujících se svahových linií, což v roce 2015 potvrdilo, že tyto linie jsou produkovány tokem kapalných solných roztoků mělkými půdami. Linie obsahují hydratované chlorečnany a chloristany ( ClO
4
- ), které obsahují kapalné molekuly vody. Lineae proudí z kopce v marťanském létě, kdy je teplota nad -23 ° C (-9 ° F; 250 K). Zdroj vody však zůstává neznámý. Data neutronového spektrometru získaná družicí Mars Odyssey získaná za více než jedno desetiletí byla však publikována v prosinci 2017 a nevykazují žádné známky vody (hydrogenovaného regolitu) na aktivních místech, takže její autoři také podporují hypotézy buď atmosférické vody s krátkou životností parotěsnost, nebo suché zrnité toky. Došli k závěru, že kapalná voda na dnešním Marsu může být omezena na stopy rozpuštěné vlhkosti z atmosféry a tenkých filmů, což jsou náročná prostředí pro život, jak ho známe.

Přítomná voda

Podíl vodního ledu přítomného v horním metru marťanského povrchu pro nižší (horní) a vyšší (spodní) šířky. Procenta jsou odvozena stechiometrickými výpočty na základě toků epitermálních neutronů. Tyto toky byly detekovány neutronovým spektrometrem na palubě kosmické lodi Mars Odyssey z roku 2001.

Značné množství povrchového vodíku bylo globálně pozorováno neutronovým spektrometrem Mars Odyssey a spektrometrem gama záření . Předpokládá se, že tento vodík je začleněn do molekulární struktury ledu a pomocí stechiometrických výpočtů byly pozorované toky převedeny na koncentrace vodního ledu v horním metru povrchu Marsu. Tento proces ukázal, že led je na současném povrchu jak rozšířený, tak hojný. Pod 60 stupni zeměpisné šířky se led koncentruje v několika oblastech, zejména v okolí sopky Elysium , Terra Sabaea a severozápadně od Terra Sirenum , a v podpovrchovém povrchu existuje v koncentracích až 18% ledu. Nad 60 stupňů zeměpisné šířky je led velmi bohatý. Na severu, na 70 stupních zeměpisné šířky, koncentrace ledu přesahuje 25% a na pólech se blíží 100%. K Sharad a MARSIS radarové znějící nástroje rovněž potvrdily, že jednotlivé povrchové prvky jsou ledu bohatý. Vzhledem ke známé nestabilitě ledu za současných marťanských povrchových podmínek se má za to, že téměř celý tento led je pokryt tenkou vrstvou kamenitého nebo prašného materiálu.

Pozorování neutronového spektrometru Mars Odyssey naznačují, že pokud by byl veškerý led v horním metru marťanského povrchu rovnoměrně rozprostřen, poskytl by vodní vrstvu ekvivalentní vodě (WEG) nejméně ≈14 centimetrů (5,5 palce) - jinými slovy, globálně zprůměrovaný povrch Marsu je přibližně 14% vody. Vodní led aktuálně uzamčený v obou marťanských pólech odpovídá WEG 30 metrů (98 ft) a geomorfické důkazy upřednostňují podstatně větší množství povrchové vody oproti geologické historii, přičemž WEG je hluboký až 500 metrů (1600 ft). Má se za to, že část této minulé vody byla ztracena do hlubokého podpovrchu a část do vesmíru, ačkoli podrobná hmotnostní bilance těchto procesů zůstává špatně pochopena. Současný atmosférický rezervoár vody je důležitý jako potrubí umožňující postupnou migraci ledu z jedné části povrchu do druhého v sezónních i delších časových obdobích, ale je objemově nevýznamné, přičemž WEG nepřesahuje 10 mikrometrů (0,00039 v ).

Polární ledové čepice

Mars Global Surveyor získala tento snímek Marsu severní polární ledové čepičky na začátku léta na severní polokouli.
Odhaduje se, že kráter Korolev obsahuje 2200 kubických kilometrů (530 cu mi) vodního ledu.

Existence ledu na marťanských severních ( Planum Boreum ) a jižních ( Planum Australe ) polárních čepičkách je známa již od doby oběžné dráhy Mariner 9 . Množství a čistota tohoto ledu však nebyly známy až do počátku roku 2000. V roce 2004 radarový sirén MARSIS na evropském satelitu Mars Express potvrdil existenci relativně čistého ledu v jižním polárním ledovci, který sahá až do hloubky 3,7 kilometru (2,3 mil) pod povrch. Podobně radarový sirén SHARAD na palubě Mars Reconnaissance Orbiter pozoroval základnu severní polární čepice 1,5 - 2 km pod povrchem. Objem ledu přítomný na marťanských severních a jižních polárních ledovcích je podobný objemu jako na grónském ledovém příkrovu.

Průřez částí severní polární ledové pokrývky Marsu, odvozený ze znějícího satelitního radaru.

Předpokládá se, že ještě větší ledová pokrývka na listu jižní polární oblasti ustoupila ve starověku (období Hesperia), což mohlo obsahovat 20 milionů km 3 vodního ledu, což odpovídá vrstvě hluboké 137 m nad celou planetou.

Oba polární čepice odhalují hojné vnitřní vrstvy ledu a prachu při zkoumání pomocí obrázků spirálovitých žlabů, které prořezávají jejich objem, a měření podpovrchovým radarem ukázalo, že tyto vrstvy se nepřetržitě rozprostírají přes ledové příkrovy. Toto vrstvení obsahuje záznam minulých klimatických podmínek na Marsu, přesně tak, jak ledové pláště Země zaznamenávají klima Země. Čtení tohoto záznamu však není jednoduché, takže mnoho vědců studovalo toto vrstvení nejen kvůli porozumění struktuře, historii a tokovým vlastnostem víček, ale také kvůli pochopení vývoje klimatu na Marsu.

Kolem polárních čepic je uvnitř kráterů mnoho menších ledových příkrovů, z nichž některé leží pod hustými nánosy písku nebo marťanského prachu. Zejména 81,4 km široký kráter Korolev odhaduje, že obsahuje přibližně 2200 kubických kilometrů (530 cu mi) vodního ledu vystaveného na povrchu. Korolevova podlaha leží asi 2 kilometry (1,2 mil) pod okrajem a je pokryta 1,8 kilometru hlubokým centrálním kopečkem trvalého vodního ledu s průměrem až 60 kilometrů (37 mi).

Subglaciální tekutá voda

Místo jižního polárního subglaciálního vodního útvaru (hlášeno v červenci 2018).

Existence subglaciálních jezer na Marsu byla vyslovena hypotéza, když modelování jezera Vostok v Antarktidě ukázalo, že toto jezero mohlo existovat ještě před antarktickým zaledněním a že podobný scénář by potenciálně mohl nastat na Marsu. V červenci 2018 oznámili vědci z Italské vesmírné agentury detekci takového subglaciálního jezera na Marsu, 1,5 kilometru pod jižním polárním ledovcem a horizontálně přes 20 kilometrů, což je první důkaz stability. tělo kapalné vody na planetě. Důkazy pro toto marťanské jezero byly odvozeny z jasného místa v radarově ozvěně znějících datech radaru MARSIS na palubě evropského orbiteru Mars Express , shromážděných v období od května 2012 do prosince 2015. Detekované jezero je soustředěno na 193 ° východní délky, 81 ° S, plochá oblast, která nevykazuje žádné zvláštní topografické charakteristiky, ale je obklopena vyšší zemí, kromě její východní strany, kde je deprese. Sharad radar na palubě NASA Mars Reconnaissance Orbiter je patrné žádné známky jezera. Provozní frekvence SHARAD jsou navrženy pro vyšší rozlišení, ale nižší hloubku průniku, takže pokud překrývající se led obsahuje značné množství křemičitanů, je nepravděpodobné, že by SHARAD dokázal detekovat předpokládané jezero.

Dne 28. září 2020 byl objev MARSIS potvrzen pomocí nových dat a opětovné analýzy všech dat novou technikou. Tyto nové radarové studie hlásí další tři subglaciální jezera na Marsu. Všechny jsou 1,5 km (0,93 mi) pod jižním polárním ledovcem . Velikost prvního nalezeného a největšího jezera byla opravena na šířku 30 km (19 mi). Je obklopen 3 menšími jezery, z nichž každé je široké několik kilometrů.

Vzhledem k tomu, že teplota na základně polárního víčka se odhaduje na 205 K (-68 ° C; -91 ° F), vědci předpokládají, že voda může zůstat kapalná díky nemrznoucímu účinku chloristanu hořečnatého a vápenatého . 1,5 kilometrová ledová vrstva pokrývající jezero se skládá z vodního ledu s 10 až 20% přimíchaného prachu a sezónně je pokryta 1metrovou (3 ft 3 palce) silnou vrstvou CO
2
led. Vzhledem k tomu, že pokrytí nezpracovaných dat na jižním polárním ledovci je omezené, objevitelé uvedli, že „neexistuje žádný důvod k závěru, že přítomnost podpovrchové vody na Marsu je omezena na jediné místo“.

V roce 2019 byla zveřejněna studie, která zkoumala fyzické podmínky nezbytné pro existenci takového jezera. Studie vypočítala množství geotermálního tepla nezbytného k dosažení teplot, za kterých by kapalná směs vody a chloristanu byla pod ledem stabilní. Autoři dospěli k závěru, že „i když jsou na bázi jižního polárního ledu lokální koncentrace velkého množství chloristanových solí, typické marťanské podmínky jsou příliš chladné na roztavení ledu ... ke zvýšení je zapotřebí lokálního zdroje tepla v kůře teploty a magmatická komora do 10 km od ledu by mohly poskytnout takový zdroj tepla. Tento výsledek naznačuje, že pokud je interpretace pozorování v kapalné vodě správná, magmatismus na Marsu mohl být v poslední době extrémně aktivní. “

Pokud kapalné jezero skutečně existuje, může být jeho slaná voda také smíchána s půdou za vzniku kalu. Vysoká hladina soli v jezeře by představovala potíže pro většinu forem života. Na Zemi existují organismy zvané halofilové , kterým se daří v extrémně slaných podmínkách, i když ne v temných, studených a koncentrovaných roztokech chloristanu.

Přízemní led

Různí vědci již mnoho let navrhují, aby některé marťanské povrchy vypadaly jako periglaciální oblasti na Zemi. Analogicky s těmito pozemskými rysy se již mnoho let tvrdí, že se může jednat o oblasti permafrostu . To by naznačovalo, že zmrzlá voda leží přímo pod povrchem. Společný znak ve vyšších zeměpisných šířkách, vzorovaný povrch , se může vyskytovat v řadě tvarů, včetně pruhů a mnohoúhelníků. Na Zemi jsou tyto tvary způsobeny zmrazením a rozmrazením půdy. Existují i ​​jiné typy důkazů o velkém množství zmrzlé vody pod povrchem Marsu, například změkčení terénu , které zaobluje ostré topografické rysy. Důkazy ze spektrometru gama záření Mars Odyssey a přímá měření pomocí přistávacího modulu Phoenix potvrdily, že mnoho z těchto funkcí je úzce spojeno s přítomností přízemního ledu.

Na strmém svahu, který vypadá jasně modře v tomto vylepšeném barevném pohledu z MRO, je vystaven průřez podzemním vodním ledem . Scéna je široká asi 500 metrů. Skála klesá asi 128 metrů od rovné země. Ledová pokrývka se rozprostírá těsně pod povrchem do hloubky 100 metrů a více.

V roce 2017 vědci pomocí kamery HiRISE na palubě sondy Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) objevili nejméně osm erodujících svahů, které ukazovaly odkryté vodní ledové pláty silné až 100 metrů, pokryté vrstvou půdy o tloušťce asi 1 nebo 2 metry . Místa jsou v zeměpisných šířkách od asi 55 do 58 stupňů, což naznačuje, že pod zhruba třetinou povrchu Marsu je mělký přízemní led. Tento obrázek potvrzuje to, co bylo dříve zjištěné u spektrometru na 2001 Mars Odyssey , přízemní pronikající radary na MRO a na Mars Express a od Phoenix Lander in situ výkopu. Tyto vrstvy ledu uchovávají snadno dostupné stopy o klimatické historii Marsu a zpřístupňují zmrzlou vodu budoucím robotickým nebo lidským průzkumníkům. Někteří vědci navrhli, že tato ložiska mohou být pozůstatky ledovců, které existovaly před miliony let, když se osa rotace a oběžná dráha planety lišily. (Viz část Doba ledová na Marsu níže.) Podrobnější studie publikovaná v roce 2019 zjistila, že vodní led existuje v zeměpisných šířkách severně od 35 ° severní šířky a jižně od 45 ° j. Š., Přičemž některé ledové skvrny jsou jen několik centimetrů od povrchu pokrytého prachem . Extrakce vodního ledu za těchto podmínek nevyžaduje složité vybavení.

Vroubkovaná topografie

Některé oblasti Marsu vykazují vroubkované prohlubně ve tvaru. Prohlubně jsou podezřelé jako pozůstatky degradujícího ložiska pláště bohatého na led. Hřebenatky jsou způsobeny sublimací ledu ze zmrzlé půdy. Charakteristiky vroubkované topografie mohou být vytvořeny podpovrchovou ztrátou vodního ledu sublimací za současných marťanských klimatických podmínek. Model předpovídá podobné tvary, když je na zemi velké množství čistého ledu až do hloubky několika desítek metrů. Tento plášťový materiál byl pravděpodobně uložen z atmosféry, protože led se tvořil na prachu, když se klima lišilo v důsledku změn náklonu pólu Marsu (viz „ Doba ledová “ níže). Hřebenatky jsou typicky hluboké desítky metrů a od několika stovek do několika tisíc metrů napříč. Mohou být téměř kruhové nebo protáhlé. Zdá se, že některé splynuly, což způsobilo vznik velkého silně důlkového terénu. Proces formování terénu může začít sublimací z trhliny. Tam, kde se tvoří hřebenatky, často dochází k polygonálním trhlinám a přítomnost vroubkované topografie se zdá být známkou zmrzlé půdy.

22. listopadu 2016 NASA oznámila nalezení velkého množství podzemního ledu v oblasti Utopia Planitia na Marsu. Odhadovaný objem vody byl odhadován jako ekvivalent objemu vody v Lake Superior .

Objem vodního ledu v této oblasti byl založen na měření z radarového přístroje pronikajícího na Zemi na Mars Reconnaissance Orbiter , zvaném SHARAD . Z údajů získaných od společnosti SHARAD byla stanovena „ dielektrická permitivita “ nebo dielektrická konstanta. Hodnota dielektrické konstanty byla v souladu s velkou koncentrací vodního ledu.

Tyto vroubkované rysy jsou povrchně podobné rysům švýcarského sýra , které se nacházejí kolem jižní polární čepice. Ementál vlastnosti jsou pravděpodobně v důsledku dutin, které jsou v povrchové vrstvě pevného oxidu uhličitého , spíše než voda, led-i podlahy těchto otvorů jsou pravděpodobně H 2 O-bohatý.

Ledové skvrny

28. července 2005 Evropská vesmírná agentura oznámila existenci kráteru částečně naplněného zmrzlou vodou; někteří pak interpretovali objev jako „ledové jezero“. Snímky z kráteru, které byly přidány do Stereo kamera s vysokým rozlišením na palubě European Space Agency ‚s Mars Express orbiter, jasně ukazují široký list ledu na dně nejmenovaného kráteru se nachází na vastitas borealis , široké pláně, která pokrývá většinu Daleké severní šířky Marsu, přibližně 70,5 ° severní a 103 ° východní délky. Kráter je široký 35 kilometrů a hluboký asi 2 kilometry. Výškový rozdíl mezi dnem kráteru a povrchem vodního ledu je asi 200 metrů (660 stop). Vědci ESA připisují většinu tohoto výškového rozdílu písečným dunám pod vodním ledem, které jsou částečně viditelné. Zatímco vědci nenaznačují náplast jako „jezero“, náplast vodního ledu je pozoruhodná svou velikostí a přítomností po celý rok. Ložiska vodního ledu a vrstvy mrazu byly nalezeny na mnoha různých místech planety.

Jak stále více povrchu Marsu byla zobrazována moderní generací orbiterů, postupně se ukázalo, že na marťanském povrchu je pravděpodobně rozptýleno mnohem více skvrn ledu. Mnoho z těchto domnělých skvrn ledu je soustředěno v marťanských středních zeměpisných šířkách (≈30–60 ° N/S od rovníku). Mnoho vědců si například myslí, že rozšířené rysy v těchto pásmech zeměpisných šířek různě popisovaných jako „plášť závislý na zeměpisné šířce“ nebo „nalepený terén“ sestávají z ledových skvrn pokrytých prachem nebo úlomky, které pomalu degradují. Krytí trosek je zapotřebí jak k vysvětlení matných povrchů viděných na obrázcích, které neodrážejí jako led, tak také k tomu, aby záplaty mohly existovat delší dobu bez úplného sublimování. Tyto skvrny byly navrženy jako možné zdroje vody pro některé záhadné kanalizované tokové prvky, jako jsou vpusti, které jsou také vidět v těchto zeměpisných šířkách.

V jižní Elysium Planitia byly objeveny povrchové rysy konzistentní se stávajícím ledovcem . To, co se jeví jako desky, o velikosti od 30 metrů (98 ft) do 30 kilometrů (19 mi), se nacházejí v kanálech vedoucích do velké zatopené oblasti. Desky vykazují známky rozpadu a rotace, které je jasně odlišují od lávových desek jinde na povrchu Marsu. Za zdroj povodní se považuje blízká geologická chyba Cerberus Fossae, která chrlila vodu a lávu ve věku asi 2 až 10 milionů let. Bylo navrženo, aby voda opustila Cerberus Fossae, pak se shromáždila a zmrzla v nízkých rovných pláních a že taková zmrzlá jezera mohou ještě existovat.

Ledovce

Pohled na 5 km široké ložisko lalokovitého laloku svažující se do boxového kaňonu. Povrch má morény , nánosy skal, které ukazují, jak ledovec postupoval.

Zdá se, že mnoho velkých oblastí Marsu je hostitelem ledovců, nebo jsou důkazem toho, že dříve byly přítomny. Většina oblastí ve vysokých zeměpisných šířkách, zejména čtyřúhelník Ismenius Lacus , má podezření, že stále obsahuje obrovské množství vodního ledu. Nedávné důkazy vedly mnoho planetárních vědců k závěru, že vodní led stále existuje jako ledovce ve většině marťanských středních a vysokých zeměpisných šířek, chráněných před sublimací tenkými pokrývkami izolační horniny a/nebo prachu. Příkladem toho jsou rysy podobné ledovci zvané zástěry lalokových trosek v oblasti zvané Deuteronilus Mensae , které ukazují rozsáhlé důkazy o ledu ležícím pod několika metry skalních úlomků. Ledovce jsou spojeny s rozbouřeným terénem a mnoha sopkami. Vědci popsali ledovcová ložiska na Hecates Tholus , Arsia Mons , Pavonis Mons a Olympus Mons . Ledovce byly také hlášeny v řadě větších marťanských kráterů ve středních zeměpisných šířkách a výše.

Reall Vallis s vložkami s podšívkou. Umístění je čtyřúhelník Hellas

Ledovcové prvky na Marsu jsou známé jako viskózní tokové prvky, marťanské tokové prvky, zástěry lalokovitých úlomků nebo liniové údolní výplně, v závislosti na formě prvku, jeho poloze, reliéfu, se kterým je spojen, a autorovi, který jej popisuje. . Zdá se, že mnoho, ale ne všechny, malé ledovce jsou spojeny s vpusti na stěnách kráterů a plášťového materiálu. Liniovaná ložiska známá jako liniovaná údolní výplň jsou pravděpodobně skalnaté ledovce, které se nacházejí na podlahách většiny kanálů v rozrušeném terénu kolem Arabia Terra na severní polokouli. Jejich povrchy mají vyvýšené a rýhované materiály, které se odrážejí kolem překážek. Ložiska s liniovou podlahou mohou souviset se zástěrkami laloků , u nichž bylo prokázáno, že na oběžném radaru obsahují velké množství ledu. Vědci po mnoho let vykládali, že rysy nazývané „zástěry laloků“ jsou ledovcové toky a mělo se za to, že led existuje pod vrstvou izolačních hornin. S novými odečty nástrojů bylo potvrzeno, že zástěry laloků obsahují téměř čistý led, který je pokryt vrstvou kamenů.

Hřeben interpretovaný jako koncová moréna alpského ledovce. Umístění je čtyřúhelník Ismenius Lacus .

Pohybující se led přenáší skalní materiál a poté jej klesá, když led mizí. K tomu obvykle dochází na čenichu nebo okrajích ledovce. Na Zemi by se takové rysy nazývaly morény , ale na Marsu se jim běžně říká morénové hřebeny , soustředné hřebeny nebo obloukovité hřebeny . Protože led má na Marsu tendenci spíše sublimovat, než se rozpouštět, a protože nízké teploty na Marsu vedou k tomu, že ledovce jsou „studené“ (zmrzlé až do postele a neschopné klouzat), zbytky těchto ledovců a hřebeny, které opouštějí, se neobjevují přesně stejné jako normální ledovce na Zemi. Zejména marťanské morény mají tendenci být ukládány, aniž by byly odkloněny podkladovou topografií, o které se předpokládá, že odráží skutečnost, že led v marťanských ledovcích je normálně zmrzlý a nemůže klouzat. Hřebeny úlomků na povrchu ledovců naznačují směr pohybu ledu. Povrch některých ledovců má drsné textury v důsledku sublimace zasypaného ledu. Led se bez tání odpařuje a zanechává za sebou prázdné místo. Překrývající se materiál se pak zhroutí do prázdna. Někdy z ledovce padají kusy ledu a pohřbí se na povrchu země. Když se rozpustí, zůstane víceméně kulatý otvor. Mnoho z těchto „ kotlíkových děr “ bylo identifikováno na Marsu.

Navzdory silným důkazům o ledovcovém toku na Marsu existuje jen málo přesvědčivých důkazů o reliéfu vytesaném ledovcovou erozí , např. Údolí ve tvaru písmene U , kopce a ocasní kopce, arêtes , drumlins . Takové rysy jsou hojné v zaledněných oblastech na Zemi, takže jejich absence na Marsu se ukázala jako záhadná. Předpokládá se, že nedostatek těchto reliéfů souvisí s ledovou povahou ledu v posledních ledovcích na Marsu. Protože sluneční sluneční záření dopadající na planetu, teplota a hustota atmosféry a geotermální tepelný tok jsou na Marsu nižší než na Zemi, modelování naznačuje, že teplota rozhraní mezi ledovcem a jeho ložem zůstává pod bodem mrazu a led je doslova zmrzlý až k zemi. To brání jeho sklouznutí po posteli, o které se předpokládá, že brání schopnosti ledu narušit povrch.

Vývoj inventáře vody na Marsu

Kolísání obsahu povrchové vody na Marsu je silně spojeno s vývojem jeho atmosféry a může být poznamenáno několika klíčovými fázemi.

Suché kanály poblíž Warrego Valles .

Early Noachian éra (4,6 Ga až 4,1 Ga)

Raná noachianská éra byla charakterizována ztrátou atmosféry do vesmíru v důsledku těžkého meteoritického bombardování a hydrodynamického úniku. Ejekce meteority mohla odstranit ~ 60% rané atmosféry . Během tohoto období se mohlo vytvořit značné množství fylosilikátů vyžadujících dostatečně hustou atmosféru pro udržení povrchové vody, protože spektrálně dominantní skupina fylosilikátů, smektit, naznačuje mírné poměry vody a horniny. Hodnota pH-pCO 2 mezi smektitem a uhličitanem však ukazuje, že srážení smektitu by omezilo pCO 2 na hodnotu nejvýše 1 × 10 -2  atm (1,0 kPa). Výsledkem je, že dominantní složka husté atmosféry na raném Marsu se stává nejistou, pokud se jíly vytvořily v kontaktu s atmosférou Marsu, zejména s ohledem na nedostatek důkazů o ložiscích uhličitanu . Další komplikací je, že o ~ 25% nižší jas mladého Slunce by vyžadoval starodávnou atmosféru s výrazným skleníkovým efektem ke zvýšení povrchových teplot pro udržení kapalné vody. Samotný vyšší obsah CO 2 by byl nedostačující, protože CO 2 se vysráží při parciálních tlacích přesahujících 1,5 atm (1 500 hPa), což snižuje jeho účinnost jako skleníkového plynu .

Střední až pozdní Noachean éra (4,1 Ga až 3,8 Ga)

Během střední až pozdní éry Noachean prošel Mars potenciální tvorbou sekundární atmosféry odplyňováním, kterému dominují sopky Tharsis, včetně významného množství H 2 O, CO 2 a SO 2 . Do tohoto období se datují sítě marťanských údolí, což ukazuje na celosvětově rozšířené a dočasně udržované povrchové vody na rozdíl od katastrofických povodní. Konec tohoto období se shoduje s ukončením vnitřního magnetického pole a prudkým nárůstem meteoritického bombardování. Zastavení vnitřního magnetického pole a následné oslabení jakýchkoli místních magnetických polí umožnilo nerušené atmosférické odizolování slunečním větrem. Například ve srovnání s jejich pozemskými protějšky jsou poměry 38 Ar/ 36 Ar, 15 N/ 14 N a 13 C/ 12 C v atmosféře Marsu v souladu se ~ 60% ztrátou Ar, N 2 a CO 2 o odizolování horní atmosféry slunečním větrem obohacené o světlejší izotopy pomocí Rayleighovy frakcionace . Dopady, které by doplňovaly aktivitu slunečního větru, by hromadně vyvrhly atmosférické složky bez izotopické frakcionace. Nicméně zejména kometární dopady mohly přispět k nestálosti planety.

Hesperiánská až amazonská éra (současnost) (~ 3,8 Ga do současnosti)

Vylepšení atmosféry sporadickými odplyňovacími událostmi bylo potlačeno odlupováním atmosféry slunečním větrem, i když méně intenzivně než mladým Sluncem. Do tohoto období se datují katastrofické povodně, které upřednostňují náhlé podzemní uvolňování těkavých látek, na rozdíl od trvalých povrchových toků. Zatímco dřívější část této éry mohla být poznamenána vodným kyselým prostředím a výtokem podzemní vody soustředěným na Tharsis, datovaným do pozdního Noachian, velká část procesů povrchových změn během druhé části je poznamenána oxidačními procesy, včetně tvorby oxidů Fe 3+ které na povrchu Marsu dodávají načervenalý odstín. Této oxidace primárních minerálních fází lze dosáhnout procesy s nízkým pH (a případně vysokou teplotou) souvisejícími s tvorbou palagonitické tefry, působením H 2 O 2, která se fotochemicky tvoří v atmosféře Marsu, a působením vody , z nichž žádný nevyžaduje volný O 2 . Účinek H 2 O 2 může být ovládán časově vzhledem k drastické snížení ve vodném a magmatické činnosti v této nedávné době, takže pozorovaný Fe 3+ oxidy volumetricky malé, i když všudypřítomná a spektrálně dominantní. Nicméně zvodně mohou v nedávné geologické historii pohánět trvalou, ale vysoce lokalizovanou povrchovou vodu, což je evidentní v geomorfologii kráterů, jako je Mojave. Kromě toho Lafayette Martian meteorit svědčí vodného změny jak nedávno jak 650 Ma.

Mars před a po/během globální prachové bouře 2018

V roce 2020 vědci uvedli, že současná ztráta atomového vodíku na vodě na Marsu je z velké části způsobena sezónními procesy a prachovými bouřemi, které přenášejí vodu přímo do horních vrstev atmosféry, a že to ovlivnilo klima planety pravděpodobně během poslední 1 Ga.

Doby ledové

Severně polární vrstvená ložiska ledu a prachu.

Mars za posledních pět milionů let zažil asi 40 rozsáhlých změn v množství a distribuci ledu na svém povrchu, přičemž k poslednímu došlo přibližně před 2,1 až 0,4 Myr, během pozdně amazonského zalednění na hranici dichotomie . Tyto změny jsou známé jako doby ledové. Doba ledová na Marsu se velmi liší od doby, kterou zažívá Země. Doby ledové jsou poháněny změnami na oběžné dráze a náklonu Marsu - také známé jako šikmost. Výpočty na oběžné dráze ukazují, že Mars kolísá na své ose mnohem více než Země. Země je stabilizována svým úměrně velkým měsícem, takže se kymácí jen pár stupňů. Mars může změnit svůj náklon o mnoho desítek stupňů. Když je tato šikmost vysoká, získají její póly mnohem více přímého slunečního světla a tepla; to způsobí, že se ledové čepičky zahřívají a při sublimaci ledu se zmenšují. Kromě variability klimatu se výstřednost oběžné dráhy Marsu mění dvakrát více než excentricita Země. Jak póly sublimují, led se znovu ukládá blíže k rovníku, který při těchto vysokých šikmých polohách dostává o něco méně slunečního záření . Počítačové simulace ukázaly, že naklonění osy Marsu o 45 ° by mělo za následek akumulaci ledu v oblastech, které vykazují ledovcové tvary.

Vlhkost z ledových čepic putuje do nižších zeměpisných šířek ve formě nánosů mrazu nebo sněhu smíchaného s prachem. Atmosféra Marsu obsahuje velké množství jemných prachových částic, vodní pára kondenzuje na těchto částicích, které pak dopadají na zem kvůli dodatečné hmotnosti vodního povlaku. Když se led v horní části pláště vrátí do atmosféry, zanechá za sebou prach, který slouží k izolaci zbývajícího ledu. Celkový objem odstraněné vody je několik procent ledových čepic, což je dost na pokrytí celého povrchu planety pod jeden metr vody. Velká část této vlhkosti z ledových čepic má za následek hustý hladký plášť se směsí ledu a prachu. Tento plášť bohatý na led, který může mít ve středních zeměpisných šířkách tloušťku 100 metrů, vyhlazuje zemi v nižších zeměpisných šířkách, ale na některých místech zobrazuje hrbolatou strukturu nebo vzory, které pod vodou prozrazují přítomnost vodního ledu.

Hodnocení obyvatelnosti

Prototyp roveru ExoMars testován v poušti Atacama , 2013.

Od přistání Vikingů, kteří v roce 1976 hledali současný mikrobiální život, sleduje NASA na Marsu strategii „následuj vodu“. Kapalná voda je však nezbytnou, ale ne dostatečnou podmínkou života, jak ji známe, protože obyvatelnost je funkcí mnoha environmentálních parametrů. Chemické, fyzikální, geologické a geografické atributy utvářejí prostředí na Marsu. Izolovaná měření těchto faktorů mohou být nedostatečná k tomu, aby bylo možné považovat prostředí za obyvatelné, ale součet měření může pomoci předpovědět lokality s větším nebo menším potenciálem obyvatelnosti.

Obyvatelná prostředí nemusí být obydlena a pro účely planetární ochrany se vědci pokoušejí identifikovat potenciální stanoviště, kde by černošské bakterie ze Země na kosmických lodích mohly kontaminovat Mars. Pokud existuje život-nebo existoval-na Marsu, byly by důkazy nebo biosignatury nalezeny v podpovrchu, daleko od současných drsných povrchových podmínek, jako jsou chloristany , ionizující záření, vysychání a mrznutí. Obyvatelná místa by se mohla vyskytovat kilometry pod povrchem v hypotetické hydrosféře, nebo by se mohla vyskytovat poblíž podpovrchu ve styku s permafrostem.

Zvědavost rover posuzuje Marsu minulý a současný obyvatelnosti potenciál. Evropsko-ruský program ExoMars je astrobiologický projekt zaměřený na vyhledávání a identifikaci biosignatur na Marsu. Zahrnuje ExoMars Trace Gas Orbiter, který začal mapovat atmosférický metan v dubnu 2018, a rover ExoMars 2022, který bude vrtat a analyzovat podpovrchové vzorky hluboké 2 metry. Rover NASA Mars 2020 uloží do mezipaměti desítky vyvrtaných jaderných vzorků pro jejich potenciální transport do pozemských laboratoří na konci 20. nebo 20. let 20. století.

Zjištění pomocí sond

Námořník 9

Meander ve Scamanderu Vallis , jak jej viděl Mars Global Surveyor . Takové obrázky naznačovaly, že kdysi na povrchu Marsu teklo velké množství vody.

Snímky získané ze sondy Mariner 9 Mars, vypuštěné v roce 1971, odhalily první přímé důkazy o minulé vodě v podobě suchých říčních koryt, kaňonů (včetně Valles Marineris , soustavy kaňonů o délce asi 4 020 kilometrů (2 500 mi) ), důkaz vodní eroze a depozice, předpovědi počasí, mlhy a další. Zjištění z misí Mariner 9 podpořila pozdější vikingský program . Obrovský kaňonový systém Valles Marineris je pojmenován po Mariner 9 na počest jeho úspěchů.

Vikingský program

Efektivní ostrovy v Maja Valles naznačují, že na Marsu došlo k velkým povodním.

Objevem mnoha geologických forem, které jsou typicky vytvořeny z velkého množství vody, dva vikingské orbitery a dva landers způsobily revoluci v našich znalostech o vodě na Marsu. V mnoha oblastech byly nalezeny obrovské odtokové kanály . 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. 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. Regiony zvané „Chaotický terén“ jako by rychle ztratily velké množství vody, což způsobilo, že se po proudu vytvořily velké kanály. Odhady některých toků kanálů dosahují desetitisíckrát toku řeky Mississippi . Podzemní vulkanismus mohl roztát zmrzlý led; voda poté odtékala a země se zhroutila a zanechala chaotický terén. Obecná chemická analýza dvou vikingských přistávacích ploch také naznačila, že povrch byl v minulosti buď vystaven vodě nebo ponořen do vody.

Globální průzkumník na Marsu

Mapa zobrazující distribuci hematitu v Sinus Meridiani. Tato data byla použita k cílení přistání roveru Opportunity, který našel jednoznačné důkazy o minulé vodě.

Mars Global Surveyor je tepelná emisní spektrometr (TES), je nástroj schopen určit minerální složení na povrchu Marsu. Minerální složení poskytuje informace o přítomnosti nebo nepřítomnosti vody ve starověku. TES identifikoval velkou (30 000 kilometrů čtverečních (12 000 čtverečních mil)) oblast ve formaci Nili Fossae, která obsahuje minerál olivín . Předpokládá se, že starověký dopad asteroidů, který vytvořil povodí Isidis, měl za následek chyby, které odhalily olivín. Objev olivinu je silným důkazem toho, že části Marsu jsou již dlouhou dobu extrémně suché. Olivín byl také objeven v mnoha dalších malých výchozech do 60 stupňů severně a jižně od rovníku. Sonda zobrazila několik kanálů, které naznačují minulé toky kapalin, dva z nich se nacházejí v Nanedi Valles a Nirgal Vallis .

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

Mars Pathfinder

Pathfinder Lander zaznamenal kolísání denního teplotního cyklu. Nejchladněji bylo těsně před východem slunce, asi -78 ° C (-108 ° F; 195 K), a nejtepleji těsně po poledni na Marsu, asi -8 ° C (18 ° F; 265 K). V tomto místě nejvyšší teplota nikdy nedosáhla bodu tuhnutí vody (0 ° C (32 ° F; 273 K)), příliš chladného na to, aby na povrchu mohla existovat čistá kapalná voda.

Atmosférický tlak měřený Pathfinderem na Marsu je velmi nízký - asi 0,6% zemského a nedovolil by na povrchu existovat čistou kapalnou vodu.

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. Existuje podezření, 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 potoce. Části země jsou křupavé, možná kvůli cementování tekutinou obsahující minerály. Byly důkazy o mracích a možná mlze.

Mars Odyssey

Komplexní drenážní systém v kráteru Semeykin . Umístění je čtyřúhelník Ismenius Lacus

2001 Mars Odyssey nalezeno mnoho důkazů pro vodu na Marsu v podobě obrazů, as jeho neutronového spektrometru , se ukázalo, že velká část země je naloženo s vodním ledem. Mars má dost ledu těsně pod povrchem, aby dvakrát zaplnil Michiganské jezero . Na obou polokoulích, od 55 ° zeměpisné šířky k pólům, má Mars vysokou hustotu ledu těsně pod povrchem; jeden kilogram půdy obsahuje asi 500 gramů (18 oz) vodního ledu. Ale blízko k rovníku je v půdě jen 2% až 10% vody. Vědci si myslí, že velká část této vody je také uzavřena v chemické struktuře minerálů, jako je jíl a sírany . Ačkoli horní povrch obsahuje několik procent chemicky vázané vody, led leží jen o několik metrů hlouběji, jak bylo ukázáno v Arabia Terra , čtyřúhelníku Amazonis a čtyřúhelníku Elysium, které obsahují velké množství vodního ledu. Orbiter také objevil obrovská ložiska hromadného vodního ledu poblíž povrchu rovníkových oblastí. Důkazy pro ekvatoriální hydrataci jsou morfologické i kompoziční a jsou patrné jak u formace Medusae Fossae, tak u Tharsis Montes . Analýza dat naznačuje, že jižní polokoule může mít vrstevnatou strukturu, což svědčí o vrstvených ložiscích pod dnes již zaniklou velkou vodní hmotou.

Bloky v Aramu ukazující možný starodávný zdroj vody. Umístěním je čtyřúhelník Oxia Palus .

Přístroje na palubě Mars Odyssey jsou schopné studovat nejvyšší metr půdy. V roce 2002 byla dostupná data použita k výpočtu, že pokud by všechny povrchy půdy byly pokryty rovnoměrnou vrstvou vody, odpovídalo by to globální vrstvě vody (GLW) 0,5–1,5 kilometru (0,31–0,93 mi).

Tisíce obrázků vrácených z orbiteru Odyssey také podporují myšlenku, že kdysi na Marsu teklo po jeho povrchu velké množství vody. Některé obrázky ukazují vzory rozvětvených údolí; jiné ukazují vrstvy, které mohly být vytvořeny pod jezery; byly identifikovány dokonce říční a jezerní delty . Vědci po mnoho let měli podezření, že pod vrstvou izolačních hornin existují ledovce. Lineakovaná údolní výplň je jedním z příkladů těchto skalnatých ledovců. Nacházejí se na podlahách některých kanálů. Jejich povrchy mají vyvýšené a rýhované materiály, které se odrážejí kolem překážek. Ložiska s liniovou podlahou mohou souviset se zástěrkami lalokovaného odpadu , které podle orbitálního radaru obsahovaly velké množství ledu.

Phoenix

Permafrostové polygony zobrazované přistávacím modulem Phoenix .

Phoenix Lander rovněž potvrdila existenci velkého množství vodního ledu v severní oblasti Marsu. Toto zjištění bylo předpovězeno předchozími orbitálními daty a teorií a bylo měřeno 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 sublimuje . Přestože CO 2 ( suchý led ) také sublimuje za přítomných podmínek, bude to dělat mnohem rychleji, než bylo pozorováno. 31. července 2008 NASA oznámila, že Phoenix dále potvrdil přítomnost vodního ledu v místě svého přistání. Během počátečního zahřívacího cyklu vzorku hmotnostní spektrometr detekoval vodní páru, když teplota vzorku dosáhla 0 ° C (32 ° F; 273 K). Kapalná voda nemůže existovat na povrchu Marsu se současným nízkým atmosférickým tlakem a teplotou, s výjimkou nejnižších výšek po krátkou dobu.

Byla potvrzena přítomnost perchlorátového (ClO 4 - ) aniontu, silného oxidačního činidla , v marťanské půdě. Tato sůl může výrazně snížit bod tuhnutí vody .

Pohled pod přistávací modul Phoenix zobrazující vodní led vystavený přistávacími retraktory.

Když Phoenix přistál, retrorocket vystříkl půdu a roztavil led na vozidlo. Fotografie ukázaly, že přistání zanechalo kapky materiálu přilepené na přistávací vzpěry. Bloby expandovaly rychlostí konzistentní s deliquescencí , před zmizením ztmavly (v souladu se zkapalněním následovaným kapáním) a zdálo se, že splývají. Tato pozorování v kombinaci s termodynamickými důkazy naznačovala, že kuličky byly pravděpodobně kapičky kapalné solanky . Jiní vědci navrhli, že by kuličky mohly být „shluky mrazu“. V roce 2015 bylo potvrzeno, že chloristan hraje roli při formování opakující sklon lineae na strmých vpusti .

Přibližně tak daleko, jak kamera vidí, je místo přistání ploché, ale tvarované do mnohoúhelníků o průměru 2–3 metry (6 ft 7 in – 9 ft 10 in), které jsou ohraničeny žlaby, které mají 20–50 centimetrů ( 7,9–19,7 palce) hluboko. 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 ze zaoblených částic a plochých částic, pravděpodobně typu jílu. Led je přítomen několik palců pod povrchem ve středu polygonů a podél jeho okrajů je led hluboký nejméně 8 palců (200 mm).

Bylo pozorováno, že padá sníh z cirrusových mraků. Mraky se vytvořily na úrovni atmosféry, která byla kolem -65 ° C (-85 ° F; 208 K), takže mraky by musely být složeny spíše z vodního ledu než z ledu oxidu uhličitého (CO 2 nebo suchý led), protože teplota pro tvorbu ledu oxidu uhličitého je mnohem nižší než -120 ° C (-184 ° F; 153 K). V důsledku pozorování mise je nyní podezření, že se v tomto místě později v průběhu roku nahromadil vodní led (sníh). Nejvyšší teplota naměřená během mise, která se konala během marťanského léta, byla -19,6 ° C (-3,3 ° F; 253,6 K), zatímco nejchladnější byla -97,7 ° C (-143,9 ° F; 175,5 K). V této oblasti tedy teplota zůstala hluboko pod bodem mrazu (0 ° C (32 ° F (273 K)) vody.

Rovery pro průzkum Marsu

Detail skalního výchozu.
Tenké skalní vrstvy, ne všechny navzájem rovnoběžné.
Hematitové kuličky .
Částečně zapuštěné kuličky .

Na Mars Exploration Rover , Spirit a Opportunity našel velké množství důkazů o uplynulém vody na Marsu. Rover Spirit přistál v čem byl považován za velký dno jezera. Dno jezera bylo pokryto lávovými proudy, takže důkazy o minulé vodě bylo zpočátku obtížné detekovat. 5. března 2004 NASA oznámila, že Spirit našel náznaky vodní historie na Marsu ve skále přezdívané „Humphrey“.

Když Spirit v prosinci 2007 cestoval opačným směrem, zatáhl za zabavené kolo a kolo seškráblo z horní vrstvy půdy a odhalilo kousek bílé půdy bohaté na oxid křemičitý . Vědci se domnívají, že 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. Spirit rover také našel důkazy pro vodu v Columbia Hills kráteru Gusev. Ve skupině hornin Clovis detekoval Mössbauerův spektrometr (MB) goethit , který se tvoří pouze za přítomnosti vody, železa v oxidované formě Fe 3+ , hornin bohatých na uhličitan , což znamená, že regiony planety kdysi obsahovaly vodu.

Příležitost vozítko byla zaměřena na stránky, které se zobrazí velké množství hematitu z oběžné dráhy. Hematit se často tvoří z vody. Rover skutečně našel vrstvené horniny a konkrementy hematitu připomínající mramor nebo borůvku . Jinde na svém pořadu Opportunity zkoumala stratigrafii aeolských dun v Burns Cliff v kráteru Endurance . Její provozovatelé dospěli k závěru, že zachování a cementování těchto výchozů bylo řízeno tokem mělké podzemní vody. Ve svých letech nepřetržitého provozu společnost Opportunity poslala zpět důkaz, že tato oblast na Marsu byla v minulosti namočena v kapalné vodě.

Rovery MER nalezly důkazy o starodávném vlhkém prostředí, které bylo velmi kyselé. Ve skutečnosti to, co Opportunity našel, důkaz kyseliny sírové , drsné chemikálie na celý život. 17. května 2013 však NASA oznámila, že společnost Opportunity našla usazeniny jílu, které se typicky tvoří ve vlhkém prostředí, které se blíží neutrální kyselosti . Tento nález poskytuje další důkazy o vlhkém starověkém prostředí, které je pravděpodobně příznivé pro život .

Mars Reconnaissance Orbiter

Prameny v kráteru Vernal , jak je vidí HIRISE . Tyto prameny mohou být dobrým místem k hledání důkazů o minulém životě, protože horké prameny mohou uchovat důkazy o formách života po dlouhou dobu. 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 starodávných horkých pramenech . Pokud hostují mikrobiální život, mohou obsahovat biologické podpisy . Výzkum publikovaný v lednu 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.

Bylo zjištěno, že skály na Marsu se často vyskytují jako vrstvy, nazývané vrstvy, na mnoha různých místech. Vrstvy se tvoří různými způsoby, včetně sopky, větru nebo vody. Lehce tónované horniny na Marsu jsou spojovány s hydratovanými minerály, jako jsou sírany a jíl.

Vrstvy na západním svahu kráteru Asimov. Umístění je čtyřúhelník Noachis .

Sonda pomohla vědcům určit, že velká část povrchu Marsu je pokryta hustým hladkým pláštěm, který je považován za směs ledu a prachu.

Předpokládá se, že ledový plášť pod mělkým podpovrchem je důsledkem častých, velkých klimatických změn. 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.

V roce 2008 poskytl výzkum s mělkým radarem na Mars Reconnaissance Orbiter silný důkaz, že zástěry lalokových trosek (LDA) v Hellas Planitia a ve středních severních šířkách jsou ledovce pokryté tenkou vrstvou hornin. Jeho radar také detekoval silný odraz od horní a spodní části LDA, což znamená, že převážnou část formace tvořil čistý vodní led. Objev vodního ledu v LDA ukazuje, že voda se nachází v ještě nižších zeměpisných šířkách.

Výzkum publikovaný v září 2009 ukázal, 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 sondy Mars Reconnaissance Orbiter.

Další zprávy o spolupráci zveřejněné v roce 2019 hodnotily množství vodního ledu na severním pólu. Jedna zpráva používala data ze sond SHARAD (SHAllow RADar sounder) MRO . SHARAD má schopnost skenovat až asi 2 kilometry pod povrch v intervalech 15 metrů. Analýza minulých běhů SHARAD ukázala důkazy o vrstvách vodního ledu a písku pod Planum Boreum , přičemž až 60% až 88% objemu tvoří vodní led. To podporuje teorii dlouhodobého globálního počasí na Marsu sestávajícího z cyklů globálního oteplování a ochlazování; během období ochlazování se voda shromažďovala na pólech za vzniku ledových vrstev a poté, když došlo ke globálnímu oteplování, byl nerozmražený vodní led pokryt prachem a nečistotami z častých prachových bouří Marsu. Celkový objem ledu určit na základě této studie naznačily, že v přibližně 2,2 x 10 5 krychlových kilometrů (5,3 x 10 4  cu mi), nebo dostatek vody, je-li roztavený, aby zcela pokryla povrch Marsu s 1,5 m (4,9 stop) vrstvy z vody. Práce byla podpořena samostatnou studií, která používala zaznamenaná gravitační data k odhadu hustoty Planum Boreum, což naznačuje, že v průměru obsahovala až 55% objemu vodního ledu.

Mnoho funkcí, které vypadají jako pinga na Zemi, bylo nalezeno v Utopia Planitia (~ 35-50 ° severní šířky; ~ 80-115 ° východní délky) zkoumáním fotografií z HiRISE. Pingos obsahují jádro ledu.

Zvědavý rover

" Hottah " skalní výchoz - starověký koryta objeven Curiosity rover tým (14. září 2012) ( close-up ) ( 3-D verze ).
Skalní výchoz na Marsu - ve srovnání s pozemským fluviálním konglomerátem - což naznačuje, že voda „energicky“ teče proudem.

Velmi brzy v jeho pokračující misi NASA ‚s Zvědavost rover objevil jednoznačné fluviální usazeniny na Marsu. Vlastnosti oblázků v těchto výchozech naznačovaly dřívější dynamické proudění na korytě potoka s průtokem mezi kotníky a pasem. Tyto horniny byly nalezeny na úpatí lužního vějířového systému sestupujícího ze stěny kráteru, který byl dříve identifikován z oběžné dráhy.

V říjnu 2012, první X-ray difrakční analýza z Marsu půdy byla provedena zvědavost . Výsledky odhalily přítomnost několika minerálů, včetně živců , pyroxenů a olivínu , a naznačily, že marťanská půda ve vzorku byla podobná zvětralým čedičovým půdám havajských sopek . Použitý vzorek je složen z prachu distribuovaného z globálních prachových bouří a místního jemného písku. Materiály, které Curiosity analyzovala, jsou zatím v souladu s původními myšlenkami ložisek v kráteru Gale zaznamenávajících přechod z času z vlhkého do suchého prostředí.

V prosinci 2012 NASA oznámila, že Curiosity provedla svou první rozsáhlou analýzu půdy a odhalila přítomnost molekul vody, síry a chloru v marťanské půdě . A v březnu 2013 NASA oznámila důkazy o minerální hydrataci , pravděpodobně hydratovaném síranu vápenatém , v několika vzorcích hornin, včetně zlomených fragmentů horniny „Tintina“ a „Sutton Inlier“, jakož i v žilách a uzlech v jiných horninách, jako je „Knorr“ skála a „Wernicke“ skála . Analýza pomocí přístroje DAN roveru poskytla důkazy o podpovrchové vodě, dosahující až 4% obsahu vody, až do hloubky 60 cm (2,0 ft), v roveru traverzu z místa Bradbury Landing do oblasti Yellowknife Bay v oblasti Glenelgský terén.

26. září 2013 vědci NASA oznámili, že rover Mars Curiosity detekoval ve vzorcích půdy hojné chemicky vázané vody (1,5 až 3 hmotnostní procenta) v oblasti Rocknest v Aeolis Palus v kráteru Gale . Kromě toho NASA oznámila, že rover našel dva hlavní typy půdy: jemnozrnný mafický typ a místně odvozený hrubozrnný felsický typ . Mafický typ, podobný jiným marťanským půdám a marťanskému prachu , byl spojen s hydratací amorfních fází půdy. Také perchloráty , jejichž přítomnost může ztížit detekci organických molekul souvisejících se životem , byly nalezeny v místě přistání roveru Curiosity (a dříve na polárnějším místě přistávacího modulu Phoenix ), což naznačuje „globální distribuci těchto solí“. NASA také uvedl, že Jake M skála , skála setkává Curiosity na cestě k Glenelg , byl mugearite a velmi podobná zemské mugearite skal.

9. prosince 2013 NASA oznámila, že Mars kdysi měl v kráteru Gale velké sladkovodní jezero , což mohlo být pohostinné prostředí pro mikrobiální život .

16. prosince 2014 NASA oznámila detekci neobvyklého nárůstu a poté snížení množství metanu v atmosféře planety Mars ; Kromě toho, organické chemické látky byly detekovány v prášku vyvrtané z horniny podle Curiosity vozítka . Na základě studií poměru deuteria a vodíku bylo také zjištěno , že velká část vody v kráteru Gale na Marsu byla ztracena během starověku, než se vytvořilo dno jezera v kráteru; poté se stále ztrácelo velké množství vody.

Dne 13. dubna 2015 zveřejnila příroda analýzu dat o vlhkosti a teplotě země shromážděných Curiosity , což ukazuje důkazy o tom, že v noci se v horních 5 cm podpovrchu Marsu tvoří filmy kapalné slané vody. Aktivita vody a teplota zůstávají pod požadavky na reprodukci a metabolismus známých suchozemských mikroorganismů.

8. října 2015 NASA potvrdila, že v kráteru Gale před 3,3 až 3,8 miliardami let existovala jezera a potoky, které dodávaly sedimenty k vybudování spodních vrstev Mount Sharp .

Dne 4. listopadu 2018, geologové předložila důkazy, na základě studií v Gale kráteru ze strany Curiosity rover , že tam byla spousta vody na počátku Marsu .

Mars Express

Mars Express Orbiter , kterou zahájila Evropská kosmická agentura , mapuje povrch Marsu a použití radarového zařízení hledat důkazy o podpovrchové vody. V letech 2012 až 2015 Orbiter skenoval oblast pod ledovci na Planum Australe . Vědci do roku 2018 určili, že naměřené hodnoty ukazují podpovrchové jezero s vodou širokou asi 20 kilometrů. Vrchol jezera se nachází 1,5 km (0,93 mi) pod povrchem planety; jak hluboko kapalná voda sahá, zůstává neznámé.

Interaktivní mapa

Acheron Fossae Acidalia Planitia Alba Mons Amazonis Planitia Aonia Planitia Arabia Terra Arcadia Planitia Argentea Planum Argyre Planitia Chryse Planitia Claritas Fossae Cydonia Mensae Daedalia Planum Elysium Mons Elysium Planitia Gale crater Hadriaca Patera Hellas Montes Hellas Planitia Hesperia Planum Holden crater Icaria Planum Isidis Planitia Jezero crater Lomonosov crater Lucus Planum Lycus Sulci Lyot crater Lunae Planum Malea Planum Maraldi crater Mareotis Fossae Mareotis Tempe Margaritifer Terra Mie crater Milankovič crater Nepenthes Mensae Nereidum Montes Nilosyrtis Mensae Noachis Terra Olympica Fossae Olympus Mons Planum Australe Promethei Terra Protonilus Mensae Sirenum Sisyphi Planum Solis Planum Syria Planum Tantalus Fossae Tempe Terra Terra Cimmeria Terra Sabaea Terra Sirenum Tharsis Montes Tractus Catena Tyrrhen Terra Ulysses Patera Uranius Patera Utopia Planitia Valles Marineris Vastitas Borealis Xanthe TerraMapa Marsu
Výše uvedený obrázek obsahuje odkazy, na které lze kliknoutInteraktivní mapa obraz o globální topografie Marsu . Po najetí myší na obrázek se zobrazí názvy více než 60 významných geografických prvků a kliknutím na ně odkazujete. Zbarvení základní mapy ukazuje relativní nadmořskou výšku na základě údajů z laserového výškoměru Mars Orbiter na Mars Global Surveyor NASA . Bílé a hnědé označují nejvyšší nadmořské výšky (+12 až +8 km ); následuje růžová a červená (+8 až +3 km ); žlutá je0 km ; greeny a blues jsou nižší nadmořské výšky (až do−8 km ). Osy jsou zeměpisná šířka a délka ; Polární oblasti jsou zaznamenány.
(Viz také: Mapa Mars Rovers a Mars Memorial mapa ) ( zobrazitdiskutovat )


Viz také

Reference

Bibliografie

  • Boyce, Joseph, M. (2008). Smithsonova kniha Marsu; Konecky & Konecky: Old Saybrook, CT, ISBN  978-1-58834-074-0
  • Carr, Michael, H. (1996). Voda na Marsu; Oxford University Press: New York, ISBN  0-19-509938-9 .
  • Carr, Michael, H. (2006). Povrch Marsu; Cambridge University Press: Cambridge, Velká Británie, ISBN  978-0-521-87201-0 .
  • Hartmann, William, K. (2003). Cestovatelský průvodce po Marsu: Tajemné krajiny rudé planety; Workman: New York, ISBN  0-7611-2606-6 .
  • Hanlon, Michael (2004). The Real Mars: Spirit, Opportunity, Mars Express and the Quest to Explore the Red Planet; Constable: London, ISBN  1-84119-637-1 .
  • Kargel, Jeffrey, S. (2004). Mars: Teplejší vlhčí planeta; Springer-Praxis: London, ISBN  1-85233-568-8 .
  • Morton, Oliver (2003). Mapování Marsu: Věda, představivost a zrození světa; Picador: New York, ISBN  0-312-42261-X .
  • Sheehan, William (1996). Planeta Mars: Historie pozorování a objevů; University of Arizona Press: Tucson, AZ, ISBN  0-8165-1640-5 .
  • Viking Orbiter Imaging Team (1980). Viking Orbiter Views of Mars, CR Spitzer, Ed .; NASA SP-441: Washington DC.

externí odkazy

  1. ^ Steigerwald, Bill (25. července 2018). „Terraformace Marsu není možná pomocí současné technologie“ . NASA . Citováno 26. listopadu 2018 .