Ikviens, kurš šodien vēro Marsu no augstas orbītas, redzēs divus lielus baltus plankumus tā poliem: tie ir polārie ledus cepures, kas galvenokārt sastāv no ūdens ledus. Kas nav viegli pamanāms, ir oglekļa dioksīda (CO2) sezonālā horeogrāfija.kas katru ziemu kondensējas sausā ledus slānī un pavasarī un vasarā sublimējas un atgriežas atmosfērā. Šī kustība turp un atpakaļ apvienojumā ar intensīvu vēju un putekļiem veido polāro ainavu, kas Marsa ģeoloģijai mainās pārsteidzoši strauji.
Izpratne par to, kā tiek iegūtas un zaudētas likmes, nav kuriozs: Tas ir galvenais elements sarkanās planētas klimata rekonstrukcijā.Lai kvantitatīvi noteiktu, cik daudz ūdens vēl ir pieejams (un kur), un novērtētu tā iepriekšējo un potenciālo apdzīvojamību. Pēdējo divu desmitgažu laikā radari, īpaši augstas izšķirtspējas kameras un trīsdimensiju klimata modeļi ir mainījuši scenāriju: šodien mēs zinām, ka zem ledus ir slāņveida klimata ieraksti, ka pastāv milzīgas apraktas rezerves un ka lielā dziļumā varētu pat būt (vai ir bijis) hipersāļš šķidrs ūdens, lai gan šai interpretācijai ir ticamas alternatīvas.
Kādi ir Marsa polārie ledus cepures un kā tās darbojas?
Marss apgalvo divi pastāvīgi vāciņiZiemeļos un dienvidos galvenokārt veido ūdens ledus un atkarībā no gadalaika pārklāts ar sauso ledu. Ziemā ēnainajā puslodē No 25% līdz 30% atmosfēras nogulsnējas sasaluša CO2 veidā.radot putekļu slāni, kas, ierodoties saules gaismai, sublimācijas ceļā pacelsies atpakaļ gaisā. Šis cikls pārvieto putekļus un ūdens tvaikus, radot salnu un spalvu mākoņus un nosakot erozijas un uzkrāšanās tempu.
Asimetrija starp poliem ir ievērojama: ziemeļos ziemas CO2 slānis sasniedz aptuveni 1 metra biezumu, savukārt dienvidos visu gadu saglabājas gandrīz 8 metru bieza sausā ledus sega.Ziemeļu ledus segas diametrs vasarā ir aptuveni 1.000 km, un tajā ir aptuveni 1,6 miljoni km³ ūdens ledus (vidējais biezums ir aptuveni 2 km, ja tas būtu vienmērīgi izkliedēts), salīdzinot ar Grenlandes 2,85 miljoniem km³. Dienvidos ledus segas diametrs ir aptuveni 350–400 km un biezums aptuveni 3 km, un kopējais tilpums (ledus sega plus nogulumi blakus esošajos slāņos) arī tiek lēsts 1,6 miljonu km³ apmērā.
Abiem vāciņiem ir spirālveida ieplakas, īstas spirālveida rievas, kas, saskaņā ar MRO SHARAD radaru, Tos veido katabatiski vēji, ko vada rotācija (Koriolisa efekts).Jaunākie pētījumi ir precizējuši diagnozi: 80% rievu uzrāda asimetriju, kas ir saderīga ar vēja mehāniku, bet aptuveni 20% ir gandrīz simetriskas "V" formas sekcijas bez paredzētās mākoņu segas, kas liecina par papildu erozijas procesiem, kas, iespējams, saistīti ar klimata pārmaiņām pirms 4–5 miljoniem gadu, kas mainīja ūdens ciklu, vējus un mākoņus.
Šī morfoloģiskā daudzveidība atspoguļojas arī mākoņu segumā: Mākoņi, kas izlīdzināti ar rievām, ir identificēti simtiem orbitālo attēlu.Īpaši pola tuvumā, taču ir apgabali ar labvēlīgu topogrāfiju, kur mākoņu nav. Interpretācija ir skaidra: ledus cepures ir sarežģīta sistēma, kurā saplūst vēji, saules gaisma, virsmas nelīdzenumi, putekļi un topogrāfija, bez viena kontrolējoša "dzinēja".
Atšķirības starp ziemeļu un dienvidu ledus cepurēm
Ziemeļu ledus cepure atrodas zemākā augstumā (pamatne aptuveni -5.000 m, griesti aptuveni -2.000 m) nekā dienvidu ledus cepure (pamatne aptuveni 1.000 m, virsotne līdz 3.500 m). Tā kā ziemeļi atrodas zemākā augstumā un vasarā ir nedaudz siltāks, sezonālais CO2 katru gadu tiek pilnībā sublimēts.atstājot atlikušo ledus cepuri, kas veidota no ūdens ledus. Vasaras beigās un rudens sākumā veidojas "polārais pārsegs": mākoņu sega, kas izgulsnē sauso ledu un sabiezina sezonālo slāni. Ziemeļu ledus cepure, kas ir diezgan simetriska ap polu, stiepjas līdz platuma grādiem, kas ir aptuveni 60°, un augstas izšķirtspējas attēlos (Mars Global Surveyor) tai ir rievu, plaisu un izciļņu tekstūra, kas atgādina "biezpienu".
Caur to plūst Časma Boreale — kolosāla ieleja, kas ir aptuveni 100 km plata un līdz 2 km dziļa. Zem ledus cepures esošie laminētie nogulumi ir klimata atmiņa., un tā radara rādījumi ir ļāvuši pētniekiem periodiski atklāt, kā vējš, putekļi un ledus mainījās atkarībā no Marsa ass slīpuma izmaiņām.
Dienvidu ledus cepure ir augstāka, aukstāka un, atšķirībā no ziemeļu, tai ir palikusi sausā ledus daļa. Tā centrs nav precīzi novietots uz ģeogrāfiskā pola.Šo ekscentriskumu izskaidro sniega nelīdzsvarotība vienā un otrā pusē, ko ietekmē zema spiediena sistēma rietumu puslodē, kas saistīta ar Hellas baseinu: tur, kur snieg vairāk, albedo ir augstāks un mazāk tiek sublimēts; tur, kur dominē bargāks sals, tiek absorbēts vairāk enerģijas un palielinās ablācija.
Dienvidu atlikušās cepurītes virsma atgādina "Šveices sieru": apļveida mesas un ieplakas, kas atkāpjas vairākus metrus Marsa gada laikā (vidēji aptuveni 3 m, ar virsotnēm līdz 8 m). Vasaras saule, velkot zemus apļus virs horizonta, intensīvāk apgaismo noapaļotās sienas nekā grīdas, kas pastiprina perifēro eroziju un veicina apaļākas formas. HiRISE ir parādījis, ka šīs bedres atveras 1 līdz 10 metru biezā CO2 slānī, kas balstās uz daudz lielākas ūdens ledus masas; slīpās sienas koncentrē starojumu un paātrina ablāciju.
Ekstrēmi sezonāli procesi: CO2, geizeri un "zirnekļi"
Austrālziemas laikā plašas teritorijas pie ledus segas ir klātas ar aptuveni 1 metru biezām CO2 kārtām. Pavasara sākumā Saule silda zemi zem šīm caurspīdīgajām plāksnēmGāze uzkrājas, paceļ ledus plātni un to sašķeļ. Izplūst ar smiltīm vai tumšiem bazalta putekļiem piesātinātas CO2 strūklas, radot īstus geizerus, kas dienu vai nedēļu laikā uz ledus zīmē radiālus kanālu rakstus, kas pazīstami kā "zirnekļi".
Zvaigžņveida kanālu platums var pārsniegt 500 m un dziļums — vienu metru. Plaši pieņemts modelis apgalvo, ka Saules gaisma silda ledū iestrādātus putekļu graudusŠie ledus kristāli lokālas kušanas rezultātā nolaižas, radot aiz tiem spraugas un vēl vairāk padarot ledu gaišāku. Radiācija efektīvāk sasniedz tumšo ledus plāksnes pamatni, radot gāzi, kas ieplūst plaisās un izplūst uz virsmu; izspiestais materiāls veido tumšus vēdekļus, ko nes vējš. Iestājoties nākamajai ziemai, process atsākas zem jauna sala slāņa.
Stratificēti slāņi, radars un klimata atmiņa
Polārie slāņveida nogulumi (PLD) rodas no ledus uzkrāšanās un ablācijas cikliem, ko pavada vētru un vēju putekļi. Tāpat kā koku gredzeni vai ledus serdeņi uz ZemesTie saglabā norādes par pagātnes klimatu: insolācijas izmaiņas, putekļainākus periodus un mitrākas vai sausākas fāzes. Turklāt abām ledus cepurēm ir svītras un rievas, ko modulē vēja plūsma un Saules orientācija; tumšākas virsmas absorbē vairāk enerģijas un paātrina ablāciju.
SHARAD radars ir atklājis mainīgas augstas un zemas atstarošanas zonas PLD iekšienē, kas Tas korelē ar slīpuma variācijas modeļiem (Marsa ass slīpums). Augšējie, jaunākie, ļoti atstarojošie reģioni, šķiet, atbilst periodiem ar relatīvi nelielām slīpuma svārstībām; putekļaināki slāņi ir saistīti ar putekļiem piesātinātu atmosfēru.
Tomēr slāņu spilgtuma interpretācijai nepieciešama piesardzība. HiRISE novērojumi parādīja, ka šķietamais kontrasts Tas ir ļoti atkarīgs no Saules ģeometrijas un novērošanas leņķa., no virsmas raupjuma un svaiga sala klātbūtnes. HiRISE neatklāja plānākus slāņus nekā tie, ko novēroja Mars Global Surveyor, taču tas atklāja vairāk iekšējo detaļu.
Apvienojot SHARAD atbalsis ar 3D modeļiem, ir atklāti aprakti krāteri, kas palīdz datēt ģeoloģiskās secības. Ziemeļpolā radara mērījumi lēš, ka ūdens ledus tilpums PLD ir aptuveni 821.000 3 km³. aptuveni 30% no Grenlandes tilpumaUn 2017. gadā ESA publicēja lielu ziemeļu cepures mozaīku, ko uzņēma Mars Express un kas perspektīvā parāda sarežģīto rievu un slāņu arhitektūru.
aprakts CO2 un lieli dienvidu apledojumi
Dienvidos ir identificētas lielas cietā CO2 rezerves, kas apraktas trīs stratigrāfiskos apvalkos, katru no kuriem noslēdz aptuveni 30 m ūdens ledus, kas novērš tā sublimāciju. Ja viss šis CO2 tiktu izvadīts atmosfērā, virsmas spiediens varētu dubultoties.Šie slāņi, šķiet, ir saistīti ar atmosfēras sabrukšanas un rekonstrukcijas epizodēm visā Marsa vēsturē, kas ir cieši saistītas ar orbītas izmaiņām.
Dienvidpolu ieskauj Dorsa Argentea formācija — plašs osu (zemledāja upju nogulsnētu nogulumu grēdu) lauks, ko uzskata par paliekām gigantiska ledus sega, kas klāja aptuveni 1,5 miljonus km2gandrīz divreiz lielāks par Teksasas štatu. Tas ir galvenais elements seno apledotāju un kanālu ledus plūsmu rekonstrukcijā dienvidu puslodē.
Šķidrs ūdens zem ledus: atklājumi un debates
2018. gadā komanda, analizējot MARSIS radaru uz Mars Express, ziņoja par ļoti atstarojošu reģionu 1,5 km zem dienvidu pola stratificētajiem nogulumiem, aptuveni 20 km platumā, kas tika interpretēts kā subglaciāls sālsūdens ezersAtklājums satricināja jomu: ja tas tiktu apstiprināts, tā būtu pirmā stabilā šķidra ūdens masa, kas atrasta uz Marsa, un galvenais astrobioloģiskais mērķis.
Tomēr vēlākos darbos ir ierosināta prātīgāka alternatīva: sasaluši smektītu māli (hidratēti alumīnija silikāti) varētu reproducēt tos pašus radara signālus. Montmorilonīta paraugu dielektriskās caurlaidības laboratoriskie mērījumi kriogēnās temperatūrās Šie atklājumi saskan ar MARSIS atbalsīm, un mēs zinām, ka uz Marsa ir daudz smektītu (tie klāj gandrīz pusi virsmas, ar lielāku koncentrāciju dienvidu puslodē). Iespējams, ka tie veidojās no šķidra ūdens pirms vairāk nekā 100 miljoniem gadu un vēlāk tika aprakti zem ledus cepures. Zinātne turpina savu gaitu: pastāv konkurējošas hipotēzes un gaidāmi vēl citi novērojumi.
Slēptais ledus un apraktās rezerves
Arī SHARAD radars ir atklājis smilšu un ledus starpslāņi ar ļoti augstu ūdens saturu (līdz pat 90% ūdens) lielā dziļumā zem ziemeļu ledus cepures. Ja viss apraktais ledus izkustu un izplatītos visā pasaulēTas veidotu vismaz 1,5 metrus dziļu slāni pāri Marsam. Daži pētījumi to uzskata par planētas trešo lielāko ūdens rezervuāru pēc divām ledus cepurēm. Neatkarīga analīze, izmantojot gravitācijas datus, ir apstiprinājusi tā esamību.
Šie nogulumi atbilst ledus apmaiņas ciklam starp poliem un vidējiem platuma grādiem, savienojoties ar apraktiem ledājiem, kas jau ir apstiprināti šajos reģionos. Abu grupu līdzīgs vecums Tas norāda uz plašām klimatiskajām fāzēm (ko piespiež slīpums), kas sistemātiski pārdalīja ūdens ledu miljonu gadu laikā.
Ūdens bilance un atmosfēras zudumi
Katru Marsa ziemu uz tumšās puslodes ledus cepures sasalst aptuveni 3–4 triljoni tonnu CO2. kas atbilst 12–16 % no atmosfēras masasZondes ir pat izmērījušas nelielas Marsa gravitācijas lauka svārstības, ko izraisa šī sezonālā masas "sūknēšana".
Lai kvantitatīvi noteiktu ūdens zudumus vēstures gaitā, izšķirošs instruments ir deitērija/ūdeņraža (D/H) attiecība. Mūsdienu Marsa ūdenī Deitērija bagātinājums ir daudz augstāks nekā uz Zemes. (mērīts gan tvaikos, gan polārajā ledū), kas norāda, ka ūdeņradis pēc fotodisociācijas Saules starojuma ietekmē galvenokārt ir zaudējis kosmosā. Jaunākie pētījumi lēš, ka Marss zaudēja aptuveni 137 m dziļa globālā okeāna apjomu, kas būtu klājis aptuveni 20% no virsmas (īpaši ziemeļu puslodes apakšējā daļā, Vastitas Borealis reģionā un blakus esošajos līdzenumos).
Aiz poliem ir ūdens. Marsa Odyssey MONS monitora termālo neitronu dati, kas apkopoti 18 gadu laikā, liecina par ūdeņraža klātbūtni pirmajos divos metros pazemes slānī plašās teritorijās. atbilst ārkārtīgi sekla mūžīgā sasaluma fāzeiJau vikingu laikmeta klasiskie aprēķini liecināja par 3–5 km biezu mūžīgo sasalumu pie ekvatora un >8 km biezumu poliem, lai gan šie skaitļi ir atkarīgi no izmantotā modeļa.
Pašreizējā ūdeņraža noplūde, ko mēra tādas misijas kā MAVEN, nav pietiekama, lai attaisnotu visu seno izžūšanu, bet Marsa klimats nav statisksAugstas precizitātes globālie klimata modeļi (Mars-PCM) rāda, ka augsta slīpuma periodos (līdz ∵35°) polārā insolācija un ūdens cikla enerģija palielinās: tvaiki sasniedz augstus slāņus, fotodisociējas, un ūdeņradis izplūst ar ātrumu, kas ir līdz pat 20 reizēm lielāks nekā pašreizējais ātrums. Šīs epizodes, kas atkārtojas gadu tūkstošiem ilgi, varētu izskaidrot globālā ūdens staba zudumu, kas līdzvērtīgs aptuveni 80 m, senā ūdens zemāko aplēšu diapazonā.
Putekļu vētras nodrošina vēl vienu mehānismu: konvekcijas torņi, kas paaugstina mitruma līmeni līdz vairāk nekā 80 km Lielu notikumu laikā tas veicina fotodisociāciju un aizbēgšanu. Lai gan tā ikgadējais ieguldījums pašlaik šķiet neliels, tas ilustrē, kā cirkulācija un putekļi saista virsmu, atmosfēru un ūdens zudumu kosmosā.
Vēji, mākoņi un spirālveida vagu dinamika
Ledus cepuru "pulksteni" var nolasīt arī to spirālveida rievās. Aukstie katabatiskie vēji, kas pūš lejup pa nogāzēm, tām Koriolisa efekta dēļ liecoties, lielākajā daļā cepures izgrauž tranšejas ar asimetriskām sienām. Bet ne visas "siles" stāsta vienu un to pašu stāstuIevērojama daļa uzrāda simetriskas "V" formas un ar tām saistītas mākoņainības neesamību, kas norāda uz citiem erozijas avotiem (insolāciju, atšķirīgu kušanu/sublimāciju, ledus sprieguma izmaiņām) un lielāku jutību pret specifiskiem klimatiskajiem stāvokļiem pēdējo dažu miljonu gadu laikā.
Mākoņu izsekošana virs ledus cepures ~18 Zemes gadu laikā ir atklājusi simtiem gadījumu, kad mākoņi ir paralēli ledus vagām, īpaši polārā centra virzienā. Tur, kur vēja dinamikas dēļ varētu sagaidīt mākoņus, tie neparādās.Citi mainīgie (raupjums, atmosfēras stabilitāte, pieejamais mitrums), visticamāk, spēlē lomu. Izpratne par to, kas kontrolē šo telpisko un laika mainīgumu, ir būtiska paleoklimata interpretācijai un turpmāko paraugu ņemšanas vietu prioritāšu noteikšanai.
Interese nav tikai akadēmiska: ja pieejams ūdens tiek meklēts pilotējamām misijām, Visvairāk erodētās vietas ledus cepuru malās a priori nav labākā izvēleSpecializēts roveris varētu uz vietas izmērīt rievu struktūru, mākoņu mikrofiziku un PLD stratigrāfiju, tādējādi novēršot daudzus nezināmos jautājumus, kas atklāti ar tālizpētes palīdzību.
Ietekme uz zinātni un izpēti
Marss koncentrē ūdeni ļoti dažādos stāvokļos un vietās: ūdens ledus cepurēs ar sezonālu CO2 elpošanu, gigantiskas apraktas rezerves Zem smilšu slāņiem ir plaši sekli mūžīgā sasaluma slāņi un, iespējams, hipersāļš šķidrs ūdens zem Dienvidpola (vai māli, kas atdarina tā radara signālus). Šis sadalījums ne tikai veido planētas apdzīvojamo pagātni, bet arī nākotnes cilvēku bāzu loģistiku un robotizētu misiju dizainu.
Šķiet, ka daļa pirmatnējā ūdens ir "nodalīta" garozas minerālos: Tā ieguvei būtu nepieciešams uzsildīt milzīgus iežu apjomus.Īstermiņā tas nav praktiski. Tādēļ rodas interese par pieejamu (virszemes vai seklu) ledu un izpratni par to, kā orbitālās izmaiņas maina tā pieejamību. Mars Express, MRO/SHARAD un MAVEN misijas kopā ar roveriem ir likušas pamatus; turpmākajās desmitgadēs būs nepieciešama precīzāka pazemes instrumentācija, polārie seismiskie tīkli un, cerams, pirmā ekspedīcija uz slāņveida nogulumu.
Marsa polārie ledus cepures ir dzīva sistēma īsā ģeoloģiskā laika skalā: tās uzkrāj un zaudē CO2 un ledu izmērāmā ātrumā, nelielas albedo variācijas izraisa atgriezeniskās saites cilpas, vēji veido spirāles un "Šveices sierus"Un radars atklāj klimata bibliotēkas, kas atrodas zem virsmas. Marsa ūdens bilance ir ierakstīta slīpuma, putekļu un ledus fizikas tintē; tāpēc tā ledus cepuru izpēte nav tikai polārs kuriozs, bet gan atslēga, lai izprastu, kad, kā un kur Marss bija mitrāks, cik daudz ūdens tajā joprojām ir un kādas iespējas tas piedāvā zinātnei un cilvēku izpētei.
