Mars hydrosfære er helheden af vandreserverne på planeten Mars , repræsenteret af vandis i polarkapperne , vanddamp og skyer i atmosfæren , is over overfladen, sæsonbestemte strømme af flydende vand og mulige reservoirer af flydende vand og vandige saltopløsninger i de øverste lag af Mars lithosfære. Hydrosfæren på Mars, på grund af de fremherskende lave temperaturer på Mars og tilstedeværelsen af vandreserver i fast tilstand, kaldes også kryolithosfæren.
Mars minder meget om Jorden i mange henseender, hvilket tvang videnskabsmænd fra det 19. og tidlige 20. århundrede til at indrømme, at der er liv på den, og der er flydende vand. Efterhånden som mængden af data på planeten, indsamlet ved forskellige metoder, for eksempel ved hjælp af spektroskopiske målinger, voksede, blev det klart, at vand i Mars atmosfære er ubetydeligt, men det eksisterer stadig [1] . Først og fremmest blev forskernes opmærksomhed tiltrukket af Mars' polarhætter , da det blev antaget, at de kunne bestå af vandis, analogt med Antarktis eller Grønland på Jorden, men det blev også antaget, at dette er fast kuldioxid [ 2] . Sidstnævnte blev understøttet af resultaterne af et af de første numeriske eksperimenter i 1966 på en IBM 7074 -computer [3] med modellering af daglige og årlige temperaturændringer på overfladen af Mars afhængig af breddegrad og den tilsvarende dynamik af polarhætterne for tilfældene når de består af H 2 O og CO 2 . Forfatterne af dette arbejde kom til den konklusion, at den årlige variation i størrelsen af polarhætterne opnået af dem i det andet tilfælde er meget tættere på den observerede.
Astronomiske observationer og spektroskopiske målinger blev erstattet med begyndelsen af kosmonautikkens æra af den direkte undersøgelse af Mars og søgen efter vand på den ved hjælp af AMS .
Så på de første detaljerede billeder af Mars overflade, opnået af Mariner 9 - rumfartøjet, kan man se netværk af dale (såsom Nergal-dalene [4] ) - reliefelementer, der indikerer tilstedeværelsen af flydende vand i fortiden, i især oversvømmelser af skråninger af kløfter med grundvand erosionsstrukturer på Jorden, for eksempel på Hawaii-øerne og i Escalante-kløfterne på Colorado-plateauet [5] [6] .
Ud over det omfattende netværk af dale, ud fra disse tidlige billeder af Mariner 9, skelnes der reliefelementer forbundet med intense oversvømmelser og kaldet udstrømningskanaler [7] . De ligner en mindre kopi af de største terrestriske diluviale former. Til dato anses det for at være en generelt accepteret hypotese, at oprindelsen af disse kanaler også er forbundet med flydende vand, selvom andre muligheder teoretisk er mulige. Udløbskanalerne er for det meste yngre end dalnettene, selvom der også er ret gamle formationer. Tilsyneladende blev de dannet i en periode, hvor forholdene på Mars overflade var omtrent de samme som nu [8] .
I slutningen af 1990'erne blev topografiske data indsamlet af Mars Global Surveyor ved hjælp af MOLA højdemåler , på grundlag af hvilket komplette kort over relieffet af Mars overflade blev kompileret. Ud over talrige netværk af dale og udløbskanaler er det nordlige lavlandsregion tydeligt synligt på dem , og dets grænse - kontaktzonen - ligner stærkt kysten af et permanent reservoir. Oceanhypotesen understøttes af , at kontaktlinjen praktisk talt er ækvipotentiel; karakteristiske terrasser er placeret parallelt med det; volumenet indeholdt i det er i overensstemmelse med skøn over volumenet af flydende vand på tidlig Mars; lavlandets overflade er meget glattere end dens omgivelser [9] [10] . Efterfølgende var et andet argument til støtte for denne teori også analysen af fordelingen af reliefelementer svarende til floddeltaer: mange af dem er placeret langs denne kystlinje, især i samme højde [11] .
Almindelige billeder blev taget af Mars Global Surveyor, og deres analyse i 2000 bekræftede eksistensen af kanaler dannet af strømme af flydende vand, såvel som sand- og mudderaflejringer efterladt af disse strømme. Disse reliefelementer var så friske, at vi kan sige, at de er ved at blive dannet i den nuværende periode [12] [13] . Senere blev tilstedeværelsen på de varme skråninger af de såkaldte sæsonbestemte overfladelinjer [14] - mørke striber, der optræder på planetens overflade i den varme årstid og ligner saltaflejringer - bevist af billeder fra HiRISE kamera på Mars Reconnaissance Orbiter [15] . Og ved hjælp af CRISM- spektrometeret om bord i 2015 blev det endelig bekræftet, at de er dannet på stedet for periodiske strømme af saltvand i flydende tilstand [16] [17] [18] . Aktive undersøgelser af sæsonbestemte overfladelinjer fortsætter [19] [20] , herunder ved hjælp af andre instrumenter, for eksempel THEMIS på Mars Odyssey -kredsløbet [21 ] .
I begyndelsen af 2000'erne blev der ved at bruge gammastrålespektrometeret på Mars Odyssey-kredsløbet detekteret en stor mængde brint i Mars' overfladenære lag - især i de polære områder - hvilket højst sandsynligt indikerer tilstedeværelsen af en kolossal mængde der ( 35 ± 15 % af laget efter vægt) vand i fast tilstand [22] . Tilstedeværelsen af is blev bekræftet af data fra Phoenix -roveren , der opererede nær planetens nordpol: det hvide stof fundet i bunden af en lille rende gravet af den fordampede på få dage, hvilket er typisk for is [23] [ 24] . En lignende proces blev registreret af Mars Reconnaissance Orbiter for stof i bunden af friske kratere, inklusive dem på lave breddegrader [25] [26] . På billederne af Mars Global Surveyor, Mars Odyssey [27] , Mars Reconnaissance Orbiter [28] og Mars Express [29] , kan man se endnu et bevis på den udbredte tilstedeværelse af is i det nærliggende lag af Mars - landformer, der ligner terrestriske gletsjere . Og SHARAD- radaren på Mars Reconnaissance Orbiter bekræftede, at der faktisk er is under et tyndt lag af støv og snavs i disse formationer (inklusive dem på mellembreddegrader) [30] .
I 2022 opnåede kinesiske videnskabsmænd bevis for, at vand på Mars forblev i flydende form meget længere end tidligere antaget. Zhuzhong- roveren opdagede hydrerede aflejringer og mineraler i Utopia-sletten , anslået til at være 757 ± 66 Ma, hvilket indikerer tilstedeværelsen af store mængder vand på Mars på det tidspunkt [31] [32] .
Smalle kløfter på skråningen af Newton-krateret , muligvis skabt af flydende vandstrømme. Billede fra Mars Global Surveyor, 2000.
Dynamik af sæsonbestemte overfladelinjer på skråningen af Newton-krateret, kompileret ud fra data fra Mars Reconnaissance Orbiter i 2011.
Fordampning af is i bunden af en rille lavet af Phoenix-apparatet i 2008.
Fordampning af is i friske kratere i en serie billeder fra HiRISE-kameraet på Mars Reconnaissance Orbiter, 2009.
Båndede dalaflejringer i regionen af Protonil mesas - formationer, der ligner gletsjere; billede af det pankromatiske kontekstkamera (CTX) af Mars Reconnaissance Orbiter, 2008 [28]
Lobe marginer ved bunden af massivet på den østlige kant af Hellas-bassinet , højopløseligt stereokamerabillede af Mars Express-rumfartøjet, 2005.
I øjeblikket er åbne og pålideligt etablerede mængder vand på Mars hovedsageligt koncentreret i den såkaldte kryosfære - et overfladenært lag af permafrost med en tykkelse på ti og hundreder af meter. Det meste af denne is er under planetens overflade, da den under de nuværende klimatiske forhold ikke kan eksistere stabilt, og når den først er på overfladen, fordamper den hurtigt; kun i polarområderne er temperaturen lav nok til stabil eksistens af is hele året - det er polarhætterne . Det samlede volumen af is på overfladen og i det overfladenære lag er estimeret til 5 millioner km³ (og i dybere lag kan der sandsynligvis koncentreres meget større reserver af subpermafrost saltvand. Deres volumen er estimeret til 54-77 millioner km³) . I smeltet tilstand ville den dække Mars' overflade med et lag vand, der er 35 m tykt [34] [35] .
Ved polerne forventes koncentrationen af vandis i kryosfæren høj - op til 100%. Volumenet af is i planetens polkapper er 2-2,8 millioner km³. På breddegrader over 60° er det næsten overalt mindst 20 %; tættere på ækvator - i gennemsnit noget lavere, men stadig forskellig fra nul overalt, mest af alt - op til 10% - i vulkanregionen i Elysium , i Sabaean-landet og nord for Sirenernes land .
Den 25. juli 2018 blev der udgivet en rapport om en opdagelse baseret på forskning fra MARSIS- radaren . Arbejdet viste tilstedeværelsen af en subglacial sø på Mars, beliggende i en dybde på 1,5 km under isen på den sydlige polarkappe , omkring 20 km bred. Dette blev den første kendte permanente vandmasse på Mars. En MARSIS- sonde af et område, der er omkring 200 kilometer bredt , viste, at overfladen af Mars' sydpol er dækket af flere lag af is og støv og omkring 1,5 km dyb. En særlig kraftig stigning i signalrefleksion blev registreret under lagdelte sedimenter inden for en 20 km zone i en dybde på omkring 1,5 km. Efter at have analyseret egenskaberne af det reflekterede signal og studeret sammensætningen af de lagdelte sedimenter, samt den forventede temperaturprofil under overfladen af dette område, konkluderede forskerne, at radaren opdagede en lomme med en sø af flydende vand under overfladen. Enheden kunne ikke bestemme, hvor dyb søen kunne være, men dens dybde skulle være mindst flere titusinder af centimeter (dette skulle være vandlaget for MARSIS at se det ) [36] [37] . Genanalyse af Mars Express radardata og laboratorieforsøg har dog vist, at de såkaldte "søer" kan være hydrerede og kolde aflejringer, herunder ler (smektitter), mineraler indeholdende metaller og saltis [38] .
Vandis kan ikke eksistere stabilt på Mars under nutidens klimatiske forhold, men det er blevet bekræftet, at den er til stede i det overfladenære lag næsten overalt, også i ækvatoriale områder. Det er mest sandsynligt, at det dukkede op der i en tidligere periode af planetens udvikling, da hældningsvinklen for Mars-rotationsaksen nåede store værdier i størrelsesordenen 45°. Numerisk modellering har vist, at i de polare områder, som bliver de varmeste områder, sublimerer H 2 O og CO 2 til atmosfæren, så kondenserer vand til is og sne på lave breddegrader, hvor det nu er koldt, og polarkapperne er således flyttet til ækvator [39] . Dette bekræftes af de landformer, der findes i mange (inklusive ækvatoriale) områder på Mars, der ligner terrestriske gletsjere: det er tydeligt, at de blev dannet i en sådan periode [29] . Tværtimod, når omdrejningsaksens hældning aftager, bliver det igen koldere i polarområderne og varmere i ækvatorialområderne; vandet, der er frosset der i de overfladenære lag sublimerer og kondenserer igen til ispolare [40] . Den successive vekslen mellem disse perioder kan spores fra de således dannede lagdelte aflejringer i polarkapperne , men dette kræver en antagelse om, hvor lang tid det tager for hvert lag at dannes [41] [42] . Der er løbende diskussion om, hvor hyppige sådanne ændringer var: klimamodellering (hvor den vigtigste indflydelse er den kaotiske proces med at ændre hældningen af rotationsaksen), især på geologiske tidsskalaer, er i øjeblikket umuligt med den nødvendige nøjagtighed [43] [ 44] .
Vand (i det mindste rent vand) i flydende tilstand kan nu heller ikke eksistere stabilt på Mars, men at dømme efter talrige vidnesbyrd var situationen anderledes før. Det er klart, at temperaturen og partialtrykket af vanddamp i atmosfæren skulle have været over tredobbeltpunktet i fasediagrammet , mens de nu er langt fra de tilsvarende værdier. Hvis kun temperaturen stiger, og trykket forbliver lavt, vil isen sublimere direkte til vanddamp og omgå væskefasen. I mellemtiden er selv at hæve temperaturen med 50° meget vanskeligt og kun muligt gennem drivhuseffekten . Lavinedrivhuseffekten på grund af vanddamp i atmosfæren er dog, i modsætning til Jorden, umulig på Mars på grund af lave temperaturer, hvor vanddamp ikke stabilt kan forblive i atmosfæren og uundgåeligt vil kondensere tilbage til is på planetens overflade. Men en anden drivhusgas - CO 2 - kan meget vel eksistere under Mars-forholdene, og takket være den kan temperaturen stige til værdier, hvor vanddampen er stabil, og når den bliver mere i atmosfæren, dens partialtryk allerede kan blive tilstrækkelig til eksistensen af flydende vand. Dette kræver et partialtryk af kuldioxid i størrelsesordenen 1 atm [45] . Sandt nok, selvom en sådan mekanisme fandt sted, vides det ikke, hvor alt dette volumen af CO 2 nu er blevet af - det kunne forblive i calciumcarbonataflejringer eller fordampe med resten af atmosfæren [44] .
En række forfattere deler ikke denne hypotese, idet de mener, at kuldioxid ikke kan give en tilstrækkelig intensitet af drivhuseffekten [46] [47] . Mekanismer er blevet foreslået, der involverer andre drivhusgasser, såsom brint, formentlig af vulkansk oprindelse [48] . Til dato er der ingen generelt accepteret teori om dette spørgsmål, hovedsagelig på grund af vanskelighederne med at modellere drivhuseffekten selv på Jorden, hvor der stadig er megen usikkerhed den dag i dag [49] .
Af stor interesse i den geologiske fortid på planeten Mars er to perioder - Hesperian og Amazonian [50] .
Hesperian periodeI den hesperiske periode (3,5-2,5 milliarder år siden) nåede Mars toppen af sin evolution og havde en permanent hydrosfære [51] . Den nordlige slette af planeten på det tidspunkt var besat af et salt hav med et volumen på op til 15-17 millioner km³ og en dybde på 0,7-1 km (til sammenligning har Jordens Arktiske Ocean et volumen på 18,07 millioner km³). Med visse intervaller delte dette hav sig i to. Det ene hav, afrundet, fyldte bassinet med anslagsoprindelse i Utopia -regionen , det andet, uregelmæssigt formet, fyldte regionen på Mars' nordpol. Der var mange søer og floder på tempererede og lave breddegrader, og gletsjere på det sydlige plateau. Mars havde en meget tæt atmosfære, svarende til jordens på det tidspunkt, med overfladetemperaturer på op til 50 ° C og tryk over 1 atmosfære. Teoretisk set kunne en biosfære også have eksisteret på Mars i den hesperiske periode .
Amazonas periodeI Amazonas-perioden (ca. 2,5-1 milliard år siden) begyndte klimaet på Mars at ændre sig katastrofalt hurtigt. De mest kraftfulde, men gradvist falmende globale tektoniske og vulkanske processer fandt sted, hvorunder de største vulkaner i solsystemet ( Olympus ) opstod, hydrosfærens og atmosfærens karakteristika ændrede sig flere gange, Nordhavet dukkede op og forsvandt. Katastrofale oversvømmelser forbundet med smeltningen af kryosfæren førte til dannelsen af grandiose kløfter: en strøm mere fuldstrømmende end Amazonas flød ind i Ares-dalen fra Mars' sydlige højland; vandudledningen i Kasei-dalen oversteg 1 milliard m³/s. For en milliard år siden ophørte aktive processer i litosfæren, hydrosfæren og atmosfæren på Mars, og det fik et moderne udseende. Skylden ved de globale katastrofale ændringer i Mars-klimaet anses for at være banens store excentricitet og rotationsaksens ustabilitet, som forårsager enorme, op til 45 %, udsving i strømmen af solenergi, der falder ind på overfladen af planeten; en svag tilstrømning af varme fra det indre af Mars, på grund af planetens lille masse, og en høj sjældenhed af atmosfæren på grund af den høje grad af dens spredning .
Mars | ||||||||||||||||
---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
Areografi |
| |||||||||||||||
satellitter | ||||||||||||||||
Undersøgelse | ||||||||||||||||
Mars i kulturen |
| |||||||||||||||
Andet | ||||||||||||||||
|