Вода на Марсi
Дипломная работа - Авиация, Астрономия, Космонавтика
Другие дипломы по предмету Авиация, Астрономия, Космонавтика
риманих даних стало ясно, що великi обСФми вiдкритоСЧ води все ж могли iснувати на планетi, хоча й дуже давно. Аналiз здобутоСЧ iнформацiСЧ показав, що геологiчна iсторiя Марса роздiляСФться на три ери. Ученi назвали СЧх за латинськими найменуваннями мiнералiв, котрi переважали впродовж вiдповiдноСЧ ери.
Перша ера, фiллоцiанова (Phillocian), тривала 4.5-4.2 млрд. рокiв тому. Вона характеризуСФться утворенням глинистих силiкатiв (фiллосилiкатiв), для чого було потрiбне багате водою лужне середовище. Вiдповiдно до нових наукових даних на Марсi виявлено тисячi мiiь iз фiллосилiкатами, розташованими по всiй поверхнi. Шари порiд, на якi мiльярди рокiв тому вода мала певний вплив, лежать пiд молодшою вулканiчною породою, але в багатьох мiiях фiллосилiкати виходять на поверхню. Пiсля глобальноСЧ змiни марсiанського клiмату, викликаноСЧ, iмовiрно, вулканiчною активнiстю, почалася нова ера - тейiкiян (Theiikian), що тривала вiд 4.2 до 3.8 млрд рокiв тому. Тодi в атмосферу надходила велика кiлькiсть сiрки, а навколишнСФ середовище стало дуже кислим; вода та сiрка, реагуючи, утворювали сульфати. Близько 3.8 млрд рокiв тому настала третя ера - сiдерiканська (Siderikan). Води на поверхнi Марса не залишилося - вона збереглася як двi снiговi шапки на його полюсах. У результатi цих процесiв сформувалися залiзнi окисли, якi не гiдратуються. Наявнiстю саме СЧх зумовлений червоний колiр поверхнi планети. Ученi встановили найбiльш перспективнi областi для пошуку слiдiв життя на Марсi, якi латиною подаються так: Terra Meridiani, Arabia Terra, Marwith Vallis, Syrtis Major i Nili Fossae. Саме в названих мiiях можуть бути глинистi породи, де, можливо, зберiгаються вiдбитки минулого життя.
Рiвнина Еллада, розмiщена недалеко вiд пiвденноСЧ полярноСЧ областi, являСФ собою басейн завширшки близько 2 000-3 000 км. У глибину кратер цього басейну звужуСФться до 1 500 км. Його оточують викиди породи, через що вiн схожий на воронку вiд вибуху. Крiм того, на поверхнi рiвнини спостерiгаються аномальнi збiльшення сили тяжiння (так званi маскони), що свiдчить про бiльшу щiльнiсть порiд пiд ними. Дослiдники звернули увагу на ланцюжок з пяти велетенських кратерiв: Аргiр (Argyre), Еллада (Hellas), РЖзiда (lsidis), Toмaзiя (Thaumasia), Утопiя (Utopia), якi лежать на однiй дузi великого кола (координати його центра: 30 пiвденноСЧ широти, 175 схiдноСЧ довготи) Особливостi розташування й приблизно однаковий вiк дали змогу припустити, що всi цi кратери утворилися одночасно в результатi одного й того ж катаклiзму. Причиною його мiг бути розпад i падiння фрагментiв великого астероСЧда, який рухався навколо Сонця по тiй же орбiтi, що i Марс. Цей астероСЧд був iстотно бiльшим вiд того, зiткнення з яким викликало загибель динозаврiв на Землi. Унаслiдок такого могутнього зiткнення марсiанськi полюси змiстилися приблизно на 90 i опинилися поблизу колишнього екватора. Розрахунки допомогли вiдновити параметри удару, завданого цим астероСЧдом Марсовi. Ударна хвиля дiсталася до протилежноСЧ пiвкулi, а сферична форма планети сфокусувала СЧСЧ симетрично до кратера Еллада. Саме там - на протилежному вiд нього боцi - мiститься група найвищих у Сонячнiй системi вулканiв. З тiСФСЧ ж причини вiдбулись i численнi розломи кори. Водночас описанi глобальнi зiткнення вплинули на щiльнiсть марсiанськоСЧ атмосфери й загальний клiмат планети.
За розрахунками, до цiСФСЧ подiСЧ тиск атмосфери Марса мiг досягати 300 мбар, тодi як тепер вiн не перевищуСФ 10 мбар у найглибших мiiях. У той час на Марсi могли iснувати вiдкритi водойми, навiть рiчки, що впадали у великi моря, особливо в пiвнiчних низинних областях. Правда, океан теперiшньоСЧ пiвнiчноСЧ пiвкулi мав розмiщуватися в районi сучасного екватора. Це мало збiльшити екiентриситет марсiанськоСЧ орбiти. У результатi такого радикального зсуву полярних i екваторiальних зон Марс за вiдносно невеликий промiжок часу позбувся майже всiх запасiв води на поверхнi, перетворившись на безводну пустелю. Свiдченням цього можуть бути релiктовi залишки стародавнiх полярних шапок - темнi областi в екваторiальних широтах. Деякi з них, можливо, мiстять i в нашi днi запаси льоду, прихованi в надрах Марса. Пiсля зникнення рiдкоСЧ води з поверхнi основним СЧСЧ джерелом стали полярнi шапки. Якщо поклади льоду ще залишилися пiд поверхнею ЧервоноСЧ планети, то тепер СЧх треба шукати поблизу екватора.
2. МАРСРЖАНСЬКА ГРЖДРОЛОГРЖЯ
Марс, хоча й схожий тепер на пустелю, маСФ досить складний гiдрологiчний цикл. На знiмках з великоСЧ вiдстанi видно пiвнiчну й пiвденну полярнi шапки та глобальну систему хмар, яка оперiзуСФ тропiки планети, особливо, коли вона проходить афелiй. У середнiх широтах часом помiтнi ще хвильнi атмосфернi структури, аналогiчнi до тих, що СЧх породжують циклони й антициклони на Землi.
Згiдно з недавнiми кiлькiсними оцiнками, пiвнiчна полярна шапка мiстить приблизно 1.2 млн км3 льоду. Це близько половини крижаного купола ГренландiСЧ або 4% вiд запасiв води в антарктичному льодовику. Атмосфернi запаси води на Марсi дуже малi. У такiй холоднiй атмосферi, як марсiанська, де вдень температура рiдко досягаСФ 300 К, а вночi стаСФ нижчою за 170 К, утримати помiтну кiлькiсть водяноСЧ пари неможливо. Якщо всю водяну пару, що мiститься в марсiанському повiтрi, сконденсувати, то вийде плiвка завтовшки декiлька десяткiв мiкронiв. Ще один-два мiкрони сконденсованоСЧ води мiститься в хмарах. Здавалося б, за таких умов навiть розмови про гiдрологiю утрачають сенс, але насправдi так званий кругообiг води цiлком можливий i в такiй слабкiй атмосферi, як марсiанська. Марс - це найближча до ?/p>