«Окаменела» или испарилась — загадка исчезновения воды на Марсе раскрыта?
Марс расположен на сравнительно небольшом расстоянии от Земли, при этом условия на планете сравнительно благоприятные для человека, в сравнении с другими планетами солнечной системы. В настоящий момент он является наиболее вероятным претендентом для основания на нем колонии людей. Поэтому за ним с интересом наблюдают ученые со всего мира. Одна из загадок планеты, над которой они ломают голову — как и почему исчезла вода. Нет сомнений в том, что полтора миллиарда лет назад она была здесь в большом количестве. Вполне возможно даже, что здесь существовала жизнь, но потом произошла катастрофа, которая и привела Марс к нынешнему его состоянию. Интерес ученых к этой планете вызван еще и тем, что процессы, которые привели к “обезвоживанию” Марса теоретически могут угрожать в будущем и Земле. Найти ответы на поставленные вопросы помогает орбитальный зонд и марсоходы. И уже даже имеются на этот счет некоторые обоснованные предположения.
По предположению ученых Марс раньше был покрыт слоем воды глубиной от 100 до 1000 м
Вода на Марсе “окаменела”
По мнению ученых, почти всю поверхность планеты покрывала вода, причем глубина достигала на отдельных участках 1 км. Однако в какой-то момент климат начал резко меняться. В результате Марс стал пустынным и холодным.
Ранее предполагалось, что вода, а точнее водород, который является ее составляющей, просто улетучился в космос. На Земле этого не происходит по той причине, что она обладает магнитосферой. Последняя не позволяет атмосфере покинуть приделы планеты. У Марса такой магнитосферы нет, что и стало причиной исчезновения воды.
Однако позже выяснилось, что скорость, с которой водород покидает пределы Марса, достаточно низкая. Поэтому она не успела бы за это время испариться. Если предположить, что скорость испарения всегда была равномерной, то на Марсе должно было остаться 33-90% от первоначального количества воды.
Ученые выяснили, что вода на Марсе не могла испариться сама по себе
В ходе марсианской миссии ученые обнаружили множество свидетельств трансформации воды. Об этом говорит профессор Калифорнийского института Бетани Эльман. То есть в процессе видоизменения коры она впитывает жидкую воду и связывает ее в минералы.
Как сообщает Майкл Мейер, руководитель научной программы НАСА по изучению Марса, большая часть воды на планете была заключена в минералы. Гидратация, то есть процесс заключения воды в минералы, могла коснуться огромных объемов жидкости, вплоть до слоя глубиной в один километр.
Ученые предположили, что на Марсе вода исчезла в период от 4,1 до 3,7 млрд лет назад. Этот промежуток времени называют Нойским периодом, во время которого планету интенсивно атаковали метеориты и астероиды. В итоге имеющаяся вода просто “окаменела”. Это предположение было также подтверждено компьютерным моделированием с использованием данных, полученных с марсохода, спутников и даже марсианского вертолета .
К слову, в 2018 году поступила от межпланетной станции Mars Express поступила информация о том, что в районе Южного полюса предположительно находится озеро с жидкой водой. Позже ученые стали сходиться во мнении, что «вода» на самом деле является замерзшей глиной.
Подписывайтесь на наш Telegram-канале, чтобы не пропустить последние новости и сообщения от НАСА и Роскосмоса
Вода на Марсе исчезла в результате песчаных бурь
Ранее в журнале Nature вышла статья, в которой международная группа ученых рассказала как песчаные бури на Марсе вероятно стали причиной исчезновения воды. Как предполагает научное сообщество, красная планета потеряла магнитное поле приблизительно 4 млрд лет назад. В результате, как было сказано выше, вода стала более уязвимой.
Песчаные бури могли стать причиной исчезновения воды на планете
О том что песчаные бури стали причиной исчезновения воды ученые выяснили путем наблюдения за красной планетой со спутника ExoMars. Причем этот процесс, который происходит и по сей день, был замечен случайно, когда в результате сильно поднявшейся пылевой бури потерялась связь с марсоходом. В результате исследователям пришлось наблюдать за ней с орбиты. Изначально они хотели выяснить как пылевые бури поглощают свет. Однако обнаружили, что вода до появления бури, находилась на высоте 20-40 км.
Поглощающая тепло, и как следствие хорошо разогретая песчаная буря, в свою очередь нагрела пар в атмосфере, в результате чего он поднялся на высоту до 80 км, где расщепился на водород и кислород. Таким образом песчаные бури могли и раньше значительно ускорить естественный процесс исчезновения воды.
Возможно ученые ошибаются, на Марсе никогда и не было океана
На Марсе никогда не было воды
Согласно исследованию сотрудников Университета Аризоны, большие резервуары воды на Марсе появились из двух разных источников. То есть, вода на Марсе имеет разное происхождение. Этот факт привел их к выводу, что вода на планете появилась в результате падения небесных тел, а собственного океана как у Земли, у красной планеты не было.
Роскосмос, НАСА и EKA планируют первый пилотируемый полет людей на Марс. За тем, как походит подготовка, а также за другими миссиями вы можете следить на нашем Яндекс.Дзен-канале
Предположение о разном происхождении воды было подтверждено изучением отколовшихся от Марса метеоритов NWA7034 и ALH84001. В этих небесных телах оказался одинаковый состав изотопов, но разное соотношение изотопов водорода с прочими породами планеты, которые были изучены ровером Curiosity. Один астероид взаимодействовал с жидкостью около 1,5 миллиарда лет назад, а второй около 3,9 миллиарда лет назад. Один из типов пород по составу был близок к телам с отдаленных участков Солнечной системы. Второй же был схожим по составу с породами Земли.
Сейчас это предположение ищет другого научного подтверждения. В итоге может оказаться так, что каждая из озвученных версий имеет место, то есть на исчезновение воды на Марсе могли повлиять сразу несколько факторов.
Источник
Выяснилось, почему Марс утратил свои запасы воды
Изотопное исследование ученых из Вашингтонского университета (США) объяснило, почему на поверхности Марса нет жидкой воды.
Исследование опубликовано в журнале Proceedings of the National Academy of Sciences, коротко о нем рассказывает Phys.org.
Вода необходима для жизни на Земле и других планетах. Исследования с помощью дистанционного зондирования и анализ марсианских метеоритов показывают, что Марс когда-то был богат водой по сравнению с Землей, а съемки с орбиты Марса и с его поверхности демонстрируют речные долины и паводковые каналы.
Но сейчас на Марсе нет воды в жидком состоянии. Исследователи предложили множество возможных объяснений, включая ослабление магнитного поля Марса, которое могло привести к потере толстого атмосферного слоя. Однако новое исследование предполагает, что Марс просто слишком мал, чтобы удерживать воду на своей поверхности.
«Судьба Марса была решена с самого начала, — утверждают исследователи. — Вероятно, существует порог требований к размеру скалистых планет, чтобы они могли удерживать достаточно воды для обеспечения обитаемости и тектоники плит, и этот порог превосходит массу Марса».
Авторы работы использовали стабильные изотопы калия для оценки присутствия, распределения и содержания летучих элементов на различных планетах. Калий — умеренно летучий элемент, и он выступал как своего рода индикатор для более летучих элементов и соединений, таких как вода. Используя этот подход, исследователи обнаружили четкую корреляцию между размером небесного тела и изотопным составом калия.
Оказалось, что Марс потерял больше калия и других летучих веществ, чем Земля во время своего формирования, но сохранил их больше, чем Луна и астероид 4-Веста.
«Марсианские метеориты — единственные доступные нам образцы для изучения химического состава основной массы Марса, — пояснили авторы. — Они имеют возраст, варьирующийся от нескольких сотен миллионов до 4 млрд лет, и, таким образом, они зафиксировали историю планеты. Измеряя изотопы умеренно летучих элементов, таких как калий, мы можем сделать вывод о степени истощения летучих веществ на планетах и провести сравнения между разными телами Солнечной системы».
Исследователи отметили, что результаты имеют значение для поиска жизни и на других планетах. «Существует очень ограниченный диапазон размеров планет, чтобы на них было достаточно, но не слишком много воды для развития обитаемой поверхностной среды, — добавили авторы. — Размер экзопланеты — один из параметров, который легче всего определить. Основываясь на размере и массе, мы теперь знаем, является ли экзопланета кандидатом на наличие жизни, потому что определяющим фактором первого порядка для удержания летучих веществ является размер».
Источник
Как Марс теряет воду — научное исследование с моделированием
Когда в южном полушарии Марса наступает лето, то в его атмосфере открывается «окно», через которое водяной пар может подниматься из нижних слоев газовой оболочки планеты в верхние.
Большую часть этого водяного пара ветры уносят на северный полюс Марса, где он оседает на поверхности в виде льда, однако некоторое количество водяного пара все же распадается и улетучивается в открытый космос, постепенно лишая красную планету запасов воды.
Группа ученых (Дмитрий Шапошников, Александр Медведев, Александр Родин и Пол Хартог) из МФТИ (Московский физико-технический институт, Россия), Института космических исследований РАН (Россия) и Института исследований Солнечной системы им. Макса Планка (Германия) описала этот необычный марсианский круговорот и выброс в космос части водяных паров в своем исследовании, представленном в журнале Geophysical Research Letters.
По расчетам ученых, много миллионов лет назад Марс был богат океанами, морями и прочими источниками воды. Однако, в течение всего этого долгого времени в верхних слоях атмосферы Марса работал своеобразный природный «насос», с помощью которого происходило обезвоживание красной планеты. На сегодняшний день на поверхности планеты осталось примерно до 20% водной структуры от изначального количества.
В своем исследовании ученые воссоздали модель процесса потери воды Марсом и определили, что этот механизм все еще продолжает работать, причем его функционал подобен насосу. Компьютерное моделирование этого механизма показывает, как водяной пар преодолевает барьер холодного воздуха в средней атмосфере Марса и достигает более высоких слоев. Это, по мнению авторов научной работы, поможет понять, почему Марс, в отличие от Земли, потерял большую часть своей воды.
Краткое описание исследования
Миллионы лет назад Марс был планетой с обширной водной поверхностью, на нем текли реки и даже бушевали океаны. Но время шло, а природный механизм на планете потихоньку уменьшал водные запасы, сильно изменяя поверхность Марса до неузнаваемости.
Сегодня на поверхности Марса можно найти очень немногочисленные участки с замерзшей водой, а в атмосфере водяной пар встречается лишь в следовых количествах. Таким образом, Марс, возможно, на данный момент потерял не менее 80 процентов своего водного запаса.
Причина такой глобальной, а одновременно и долговременной водопотери заключается в том, что в верхних слоях атмосферы Марса солнечное ультрафиолетовое излучение расщепляет молекулы воды на водород (H) и гидроксильные радикалы (OH). А уже после этого процесса происходит безвозвратное улетучивание водорода в открытый космос.
Измерения с помощью научно-исследовательских зондов на орбите Марса и космических телескопов показывают, что даже в настоящее время водяные пары на Марсе продолжают расщепляться и покидать планету таким образом.
Но как и почему это стало возможно?
Ведь средний слой атмосферы Марса, по аналогии с тропопаузой на Земле, должен практически блокировать такое убегание водорода, поскольку на высоте этого слоя обычно уже настолько холодно, что водяной пар превращается в лед.
Чтобы получить ответ на этот вопрос российские и немецкие исследователи провели моделирование, которое раскрыло ранее неизвестный механизм, напоминающий насос.
В их симуляции всесторонне описываются потоки во всей атмосфере, окутывающей Марс: от поверхности планеты до слоев на высоте 160 километров.
Расчеты показывают, что ледяной средний слой газовой оболочки становится проницаемым для водяного пара два раза в день, но только в определенном месте планеты и в определенное время года (в определенной точке орбиты).
Орбита Марса играет в этом процессе решающую роль: путь планеты вокруг Солнца, который длится около двух земных лет, намного более эллиптический, чем у Земли.
В точке, ближайшей к Солнцу (примерно совпадает с летом в южном полушарии) Марс приблизительно на 42 миллиона километров ближе к нему, чем в самой дальней точке орбиты, поэтому лето в южном полушарии заметно теплее, чем в северном.
Когда в южном полушарии Марса наступает лето, то в определенное время дня водяные пары могут локально подниматься с более теплыми воздушными массами и достигать верхних слоев атмосферы.
Там воздушные потоки переносят газ к северному полюсу, где он снова охлаждается и оседает. Однако, часть водяного пара исключается из этого цикла: под воздействием солнечного излучения молекулы воды распадаются, а водород убегает в космос.
Этот необычный гидрологический цикл усиливается еще одной особенностью Марса — огромными пыльными бурями, которые охватывают весь Марс с интервалом в несколько лет.
Гигантское количество пыли, циркулирующей в атмосфере во время такой бури, облегчает транспортировку водяного пара в верхние слои атмосферы.
Последние раз такие пылевые штормы произошли на Марсе в 2007 и 2018 годах, они также были всесторонне задокументированы орбитальными зондами.
Ученые подсчитали, что во время пыльной бури 2007 года в верхние слои атмосферы Марса попало вдвое больше водяного пара, чем это происходит в спокойные для планеты времена.
Поскольку частицы пыли поглощают солнечный свет и, таким образом, происходит их нагрев, то температура атмосферы на Марсе повышается.
Полученная учеными из МФТИ и Института им. Макса Планка модель с беспрецедентной точностью показывает, как пыль в атмосфере влияет на микрофизические процессы, связанные с превращением льда в водяной пар.
Графики и приложения к исследовательской работе:
Рисунок 1. Вертикальный поток водяного пара
Рисунок 1. Сезонные вариации по широтам зонально усредненного вертикального потока водяного пара, смоделированного с использованием усредненных данных по количеству пыли в атмосфере на разных высотах: 0, 30, 60, 90, 120 и 150 км. Положительные значения (восходящие потоки) показаны красным, отрицательные (нисходящие) потоки показаны синим.
Таким образом, нас будут интересовать данные, в основном, в промежутке между Ls = 250◦ и 270◦.
Escape of hydrogen atoms into space near the exobase varies by an order of
magnitude seasonally, maximizing around southern summer solstice (solar longitude Ls ≈
270◦)
Обозначения на Рисунке 1 и Рисунках далее:
ppmv (parts per million by volume) — это единица концентрации в миллионных долях по объему;
Water vapor — водяной пар;
Altitude — высота над уровнем моря;
Ls — солнечная долгота (solar longitude);
MY28 — Martian Year 28 (измерения во время 28-ого марсианского года);
Basic dust scenario («основной» пылевой сценарий) — использованы усредненные данные по количеству пыли в атмосфере (на основе данных марсианского зонда MAVEN (Mars Atmosphere and Volatile Evolution), автоматической обсерватории «Хаббл», спутника Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) — с прибора Mars Climate Sounder (MCS), прибора PFS – MEX (Planetary Fourier Spectrometer on board Mars Express), аппарата Mars Global Surveyor);
Dust storm (пыльная буря) — использованы данные по количеству пыли в атмосфере в пыльной бури MY28.
Рисунок 2. Концентрация и температура водяного пара
Рисунок 2. Концентрация и температура водяного пара по высоте и широте, смоделированная с использованием усредненных данных по количеству пыли в атмосфере (графики в столбце слева) и в год пыльной бури MY28 (графики в столбце справа), все поля усреднены по зонам и за период между Ls = 250◦ и 270◦, где:
a) водяной пар (темные контуры), водяной лед (белые контуры) и меридиональный поток водяного пара (линии со стрелками, цвет и толщина которых указывают вертикальное направление и величину ppmv соответственно);
(b) то же, как на (а), но для пыльной бури во время MY28;
(c ) график с температурой водяного потока для «основного» пылевого сценария;
(d) то же, как на (с), но для сценария пыльной бури во время MY28, за исключением контурных линий, которые показывают разницу температур между (d) и (c ).
Видно, что во время бурь концентрация водяных паров в верхних слоях больше, а их температура выше.
Рисунок 3. Концентрация водяного пара на разных высотах и в разное время марсианских суток.
Сол — это марсианские сутки. Они чуть длиннее земных и составляют 24 часа, 39 минуты, 35,244 секунды. Год на Марсе равен 669,56 «солам» или 686,94 земным суткам.
Рисунок 3. Высотно-временное распределение отклонений от среднего значения для концентрации водяного пара (цветовые оттенки ppmv) и вертикальная скорость (на контурах, значения в м/с), по данным за период между Ls = 250◦ и 270◦ (координаты измерений — Lat 75S. Lon 0).
Положительные значения вертикальной скорости соответствуют восходящим движениям.
(а) «основной» пылевой сценарий:
(b) то же, как на (а), но для пыльной бури во время MY28:
Как видно, на втором графике в верхних слоях появляются больше окон с высокой концентрацией водяного пара с положительной вертикальной скоростью, которые образуют восходящие потоки далее в космическое пространство.
Рисунок 4. Годовой водный цикл.
Рисунок 4. Вертикальное распределение общего содержания воды (пар + лед), полученное:
(а) и (с) — днем и ночью по данным прибора Mars Climate Sounder (MCS), который установлен на аппарате Mars Reconnaissance Orbiter (MRO);
(b) и (d) — днем и ночью по данным из моделирования в исследовании.
На графиках Рисунка 4 выше:
— днем — это по данным в 15:00 дня по марсианскому времени;
— ночью — это по данным в 03:00 ночи по марсианскому времени.
На всех графиках Рисунка 4 значения по долготе и широте были усреднены.
При обработки данных при моделировании выполнялось усреднение по местным временам в периоды 14:00–16:00 и 02:00–04:00.
В заключении своей исследовательской работы авторы резюмируют, что атмосфера Марса более проницаема для водяного пара, чем земная, а раскрытый сезонный круговорот воды в значительной степени способствует продолжению функционирования природного механизма потери водных паров Марсом.
Источник
