Есть ли жизнь на Марсе

 

Есть ли жизнь на МарсеЕсть ли жизнь на Марсе? Марс является второй по близости к Земле планетой Солнечной Системы после Венеры. Благодаря красноватому цвету, планета получила римское имя бога войны.

Краткие сведения

Одни из первых телескопических наблюдений (Д. Кассини, 1666) показали, что период вращения этой планеты близок к земным суткам: 24 часа 40 минут. Для сравнения точный период вращения Земли составляет 23 часа 56 минут 4 секунды, а для Марса, это значение равно 24 часа 37 минут 23 секунд. Совершенствование телескопов позволило обнаружить на Марсе полярные шапки, и начать систематическое картографирование поверхности Марса. В конце 19 века оптические иллюзии породили гипотезу о наличии на Марсе разветвленной сети ирригационных каналов, которые созданы высокоразвитой цивилизацией. Эти предположения совпали с первыми спектроскопическими наблюдениями Марса, которые ошибочно приняли линии кислорода и водяного пара земной атмосферы за линии спектра марсианской атмосферы. В результате этого в конце 19 века и начале 20 века стала популярна идея о наличии развитой цивилизации на Марсе. Наиболее яркими иллюстрациями этой теории стали художественные романы “Война миров” Г. Уэльса и “Аэлита” А. Толстого. В первом случае воинственные марсиане осуществляли попытку захвата Земли с помощью гигантской пушки, которая выстреливала цилиндры с десантом в сторону Земли. Во втором случае земляне для путешествия на Марс используют ракету, работающую на бензине. Если в первом случае межпланетный перелет занимает несколько месяцев, то во втором случае речь идет о 9-10 часах полета.

Зарисовка деталей марсианской поверхности, сделанная астрономом Дж. де Моттони по просьбе МАС (Международного астрономического сообщества) в 1958 году

Зарисовка деталей марсианской поверхности, сделанная астрономом Дж. де Моттони по просьбе МАС (Международного астрономического сообщества) в 1958 году

На этой зарисовке можно заметить 128 различных деталей, которые получили собственные имена. Расстояние между Марсом и Землей изменяется в широких пределах: от 55 до 400 млн. км. Обычно планеты сближаются раз в 2 года (обычные противостояния), но в связи с тем, что орбита Марса обладает большим эксцентриситетом, раз в 15-17 лет случаются более тесные сближения (великие противостояния). Великие противостояния различаются по причине того, что и орбита Земли не является круговой. В связи с этим выделяют и величайшие противостояния, которые случаются примерно раз в 80 лет (к примеру, в 1640, 1766, 1845, 1924 и 2003 годах). Интересно отметить, что люди начала 21 века стали свидетелями самого величайшего противостояния за несколько тысяч лет. Во время противостояния 2003 года расстояние между Землей и Марсом было на 1900 км меньше, чем в 1924 году. С другой стороны считается, что противостояние 2003 года было минимальным, как минимум за последние 5 тысяч лет. Великие противостояния сыграли большую роль в истории изучения Марса, так как они позволяли получить наиболее детальные изображения Марса, а так же упрощали межпланетные перелеты.

К началу космической эры наземная инфракрасная спектроскопия значительно уменьшила шансы на наличие жизни на Марсе: было определено, что главной компонентой атмосферы является углекислый газ, а содержание кислорода в атмосфере планеты является минимальным. Кроме того была измерена средняя температура на планете, которая оказалась сравнима с полярными регионами Земли.

Начало космической эры

Запуски автоматических межпланетных станций к Марсу в СССР начались с 1960 года. В астрономические окна 1960 и 1962 года было осуществлено 5 запусков советских межпланетных станций, однако ни одной из них не удалось приблизиться к поверхности красной планеты. В астрономическое окно 1964 года кроме очередного советского зонда были запущены первые однотипные американские станции “Маринер-3“ и “Маринер-4“. Из этих трех станций только “Маринеру-4” успешно удалось достичь окрестностей Марса.

260-кг станция 14-15 июня прошла над южным полушарием Марса и получила 22 снимка его поверхности

260-кг станция 14-15 июня прошла над южным полушарием Марса и получила 22 снимка его поверхности

Первые снимки поверхности Марса, сделанные с борта космического аппарата, оказались плохого качества с низким разрешением (несколько км на пиксель), но на них можно было обнаружить 300 кратеров диаметром больше 20 км.  Это позволяло сделать вывод о том, что марсианская поверхность напоминает безжизненную поверхность Луны.

Однако снимки последующих пролетных зондов “Маринер-6“, “Маринер-7“ и первого орбитального аппарата “Маринер-9“ показали, что поверхность Марса обладает гораздо большим разнообразием по сравнению с поверхностью Луны. Оказалось, что поверхность северного полушария содержала минимальное количество кратеров, со значительными следами прошлой тектонической активности (огромную систему разломов – долину Маринер, и крупнейшие вулканы Солнечной Системы).

Более того на снимках было обнаружено большое количество систем древовидных оврагов, которые больше всего напоминали следы высохших потоков воды

Более того на снимках было обнаружено большое количество систем древовидных оврагов, которые больше всего напоминали следы высохших потоков воды

Анализ систем таких образований показал, что большинство из них находится на одной и той же высоте относительно центра Марса.Эта особенность стала сильным аргументом в пользу существования в прошлом на Марсе древнего океана.

На карте показана средняя плотность высохших русел (от 1 на квадратный километр и меньше) и два возможных уровня поверхности древнего марсианского океана (-3760 и 1680 метров ниже среднего уровня поверхности планеты)

На карте показана средняя плотность высохших русел (от 1 на квадратный километр и меньше) и два возможных уровня поверхности древнего марсианского океана (-3760 и 1680 метров ниже среднего уровня поверхности планеты)

Обширные доказательства наличия большого количества воды на поверхности Марса в прошлом резко увеличили шансы возникновения жизни на Марсе, а также увеличили шансы наличия простейшей жизни на Марсе в настоящее время. В связи с этим начались космические программы по созданию и организации марсианских посадочных миссий. С другой стороны первые исследования Марса из космоса определили крайне небольшое атмосферное давление на поверхности Марса – порядка 0.01% от земных показателей, что соответствует давлению на высоте 35 км.

Программа “Викинг”

Первым попытался осуществить успешную посадку на Марс Советский Союз. В 1962-1973 годах было осуществлено 7 попыток советских зондов совершить успешную мягкую посадку на поверхность Марса. Ни одна из этих попыток не была полностью успешной, лишь аппарату “Марс-3” удалось передать один нечеткий снимок с поверхности Марса, после чего связь со станцией 2 декабря 1971 года окончательно прервалась.

Американская программа “Викинг” по организации первой посадки на Марсе в 1976 году стала одной из самых дорогостоящих межпланетных проектов: её полная стоимость в современных деньгах превышает 5 миллиардов долларов. В ходе этого проекта к Марсу было запущено два зонда, каждый из которых состоял из посадочного и орбитального аппарата. На борту каждого посадочного аппарата был размещен значительный комплект инструментов: камеры, метеорологические приборы, сейсмограф, оборудование для поиска органических и неорганических веществ и следов простейшей жизни.  Для эффективного исследования химических и биологических свойств грунта, на борту каждого посадочного зонда были установлены трехметровые манипуляторы с ковшами, которые вырыли траншеи глубиной около 30 см. Электропитание посадочных зондов осуществлялось с помощью радиоизотопных батарей (РИТЭГ).

Схематичное изображение посадочной станции программы “Викинг”

Схематичное изображение посадочной станции программы “Викинг”

Обе посадочные и орбитальные миссии завершились полным успехом. Первая посадка станции “Викинг-1” была осуществлена лишь через месяц после выхода на орбиту вокруг Марса – 20 июля 1976 года. Это было вызвано тщательным выбором более равнинного участка поверхности Марса, предназначенного для посадки. С 28 июля на станции начались исследования грунта. Вторая посадка также была осуществлена почти через месяц после выхода на орбиту Марса – 7 августа и 3 сентября 1976 года соответственно.

Первая панорама посадочного зонда “Викинг-1”

Первая панорама посадочного зонда “Викинг-1”

Исследования состава атмосферы подтвердили прошлые выводы о том, что её преобладающей компонентой является углекислый газ при минимальном содержании кислорода: содержание углекислого газа, азота, аргона и кислорода составляет 95%, 2-3%, 1-2% и 0,3% соответственно. Изучение химического состава марсианского грунта показало, что его основным элементом, как на Земле и Луне является кислород (50% по содержанию). Другими преобладающими химическими элементами марсианского грунта являются кремний (15-30%), железо (12-16%). Для сравнения на Земле третьим по распространенности химическим элементом является не железо, а алюминий (его содержание в марсианском грунте равно 2-7%). В целом изучение магнитных свойств марсианского грунта показало, что доля магнитных частиц  в нем не превышает 3-7%. С помощью моделирования было оценено, что марсианский грунт представляет собой смесь глин, богатых железом (содержание 80% при составе 59% нонтронита и 21% монтмориллонита), сульфата магния (содержание 10% в форме кизерита), карбонатов (содержание 5% в форме кальцита) и окислов железа (содержание 5% в форме гематита, магнетита, оксимагнетита и гетита). Содержание основных химических соединений в марсианском грунте соответствует соотношению, как SiО3:Fe2O3:Аl2O3:MgO: CaO:SO3 в 45%:18%:8%:5%:8% соответственно.

Кроме того изучение грунта показало почти полное отсутствие в нем органических веществ (содержание углерода в марсианском грунте оказалось ниже, чем в лунном грунте, доставленном на Землю).

Биологический эксперимент VBI (Viking Biology Instrument) был предназначен для поиска микроорганизмов с помощью питательной среды на основе обнаружения специфических процессов поглощения газов, выделения газов, фотосинтеза и обмена веществ (метаболизма).

Схема установки VBI

Схема установки VBI

Почти все приборы биологического эксперимента оборудования зондов показали отрицательный результат, кроме метаболического эксперимента Labeled Release (LR). В ходе метаболического эксперимента в пробу грунта добавлялся бульон с питательными веществами, в которых содержались радиоактивные атомы изотопа углерода-14. Если бы эти атомы затем удалось зарегистрировать в воздухе над грунтом, это могло бы означать присутствие в нем микроорганизмов, поглотивших питательные вещества и «выдохнувших» радиоактивные изотопы в составе CO2. Эксперимент LR неожиданно показал, что в воздух из грунта пошел стабильный поток радиоактивного газа сразу после первого ввода бульона. Однако последующие инъекции не подтвердили это явление. В связи с этим был сделан вывод о маловероятности даже простейшей марсианской жизни, а противоречивые результаты эксперимента LR посчитали связанными с наличием в марсианском грунте сильного неизвестного окислителя. Позже, другая марсианская посадочная миссия “Феникс” в 2008 году обнаружила в марсианском грунте перхлораты, которые и были названы наиболее вероятным кандидатом на роль подобного окислителя. Проведенные повторные эксперименты в земных лабораториях показали, что, если в грунт чилийской пустыни добавить перхлораты, то результаты метаболического эксперимента будут похожими на результаты “Викингов”. В феврале-марте 1977 года посадочный аппарат “Викинг-1” произвел попытку создания траншеи глубиной около 30 см с целью поиска микроорганизмов на этой глубине. За четыре дня ковш грунтозаборника сделал траншею глубиной около 24 см, но в полученном из траншеи грунте признаков жизни также не удалось обнаружить. Кроме того ковш грунтозаборника станции “Викинг-2” осуществлял операцию по сдвигу камней с целью неудачного поиска признаков жизни в марсианском грунте, который был защищен камнями от ультрафиолетового излучения Солнца. В 1977 году на обоих посадочных аппаратах “Викинг” была произведена операцию по выключению приборов VBI. В этом же году посадочным станциям удалось зарегистрировать белый иней на Марсе, который вероятно представляет собой замерший углекислый газ.

Посадочные марсианские миссии после “Викинга”

Следующая посадочная миссия на Марс была осуществлена лишь через 20 лет – в 1996 году на марсианскую поверхность села станция “МарсПасфайндер”. Инструментарий этого посадочного зонда не обладал аппаратурой для поисков жизни, он включал в себя камеры, метеокомплекс и спектрометры для определения химического состава грунта. В тоже время, с помощью миссии “МарсПасфайндер” была осуществлена первая доставка на поверхность Марса 10-кг автоматического марсохода “Соджорнер”. Обе части посадочной миссии (посадочная платформа и марсоход) работали от солнечной энергии. В последующие годы 21 века на Марс были отправлены ещё три американских марсохода: “Спирит”, “Оппортьюнити” и “Кюрьюосити”. Первые два из них представляли собой 120-кг марсоходы, работающие на солнечной энергии с похожим инструментарием (самое значительное отличие добавление сверла для взятия проб грунта с глубины в 5 мм). В тоже время марсоход “Кюрьюосити” имеет массу сравнимую с легковым автомобилем (около тонны), и обладает радиоизотопным источником энергии. Инструментами марсохода стали не только камеры, метеостанция и спектрометры со сверлом и ковшом для забора грунта до глубины в 5 см, но и прибор для измерения радиации (RAD) и детектор водорода (DAN или Dynamic Albedo of Neutrons). Последний прибор смог провести измерения содержания воды в марсианском грунте до глубины в 5 см. На 19 марта 2018 году прибор DAN, изготовленный в России, на маршруте марсохода длиной в 18.5 км произвел 8 миллионов импульсов нейтронов в течение более 700 сеансов работы. Среднее содержание воды в грунте по массе, определенное DAN оказалось равным около 2.6% (диапазон измеренных значений по трасе марсохода изменяется от 0.5% до 4%). Для сравнения измерения аналогичного прибора с орбитального спутника Марс Одиссей говорят о несколько более высоком значении: 4-7%. Кроме того прибор измерил среднее содержание хлора в марсианском грунте в 1%.

Измерения содержания воды в марсианском грунте за первые пять лет работы прибора DAN

Измерения содержания воды в марсианском грунте за первые пять лет работы прибора DAN

Сопоставление данных глобального картографирования содержания воды в приповерхностном слое грунта (вверху, цветом показано содержание воды в процентах по массе) и данных, измеренных на поверхности и характеризующих количество воды вдоль трассы движения марсохода (по горизонтали — расстояние, пройденное марсоходом в метрах, по вертикали — содержание воды в грунте по массе):

Сопоставление данных глобального картографирования содержания воды в приповерхностном слое грунта

Сопоставление данных глобального картографирования содержания воды в приповерхностном слое грунта

Большой интерес представляют собой измерения содержания метана, которые выполнялись марсоходом (к 2018 году выполнено около 30 измерений содержания метана в ночной атмосфере Марса). Это связано с тем, что метан является одним из важнейших биомаркеров, и может быть как небиологического, а так и биологического происхождения. На Земле 95% метана являются биологического происхождения – его производителями служат микробы, в том числе те, которые живут в пищеварительной системе животных. Среднее значение измеренной концентрации метана в марсианской атмосфере соответствует примерно 0.4 миллиардных долей, в то время как в земной атмосфере это число равно 1800 миллиардным долям. Время жизни метана в земной атмосфере невелико – порядка 7-15 лет по причине его окисления гидроксильным радикалом. Аналогичная ситуация должна быть и с марсианским метаном, тем более что каждые сутки марсианская атмосфера из-за слабого магнитного поля теряет примерно 100-500 тонн. Метан в марсианской атмосфере был обнаружен ещё пролетным зондом “Маринер-7” в 1967 году.  Измерения марсохода показали сезонные увеличения концентрации метана до 0.7 миллиардных долей во время конца марсианского лета. Эти периодические изменения могут быть связаны с сезонным оттаиванием полярных шапок с замороженным метаном. Кроме того приборы марсохода регистрировали увеличение содержания метана до 7 миллиардных долей, а инфракрасный телескоп IRTF на Гавайских островах вплоть до 45 миллиардных долей. Существуют предположения, что резкое увеличение концентрации метана связано с выпадением метеорного вещества (наблюдаемые скачки метана за последние 20 лет происходили в пределах двух недель после известных метеорных потоков на Марсе). Тем не менее, у кометной версии существуют скептики, так как, к примеру, оценки принесенного вещества на марсианскую поверхность кометой C/2013 A1 в октябре 2014 года составляют 16 тонн. Для сравнения ежедневный оцениваемый поток метеоритного вещества на поверхность Марса составляет около 3 тонн пыли, в то время как для объяснения наблюдаемых максимумов концентрации метана потребовалось увеличение притока метеоритного вещества до нескольких тысяч тонн. В связи с этим не исключается, что источником всплесков метана является некий подземный источник, возможно биологического происхождения.

Рекордная концентрация метана в 2003 году по измерениям наземного гавайского телескопа IRTF

Рекордная концентрация метана в 2003 году по измерениям наземного гавайского телескопа IRTF

Другим важным фактором в определении источника метана может стать измерение соотношения изотопов углерода. На Земле жизнь развивалась, предпочитая углерод-12, которому нужно меньше энергии для молекулярных связей, чем углероду-13. При соединении аминокислот получаются белки с явным дефицитом тяжелого изотопа. Живые организмы на Земле содержат в 92–97 раз больше углерода-12, чем углерода-13. А в неорганических соединениях такое отношение составляет 89,4. Высокое превышение углерода-12 над углеродом-13 в древних земных породах традиционно интерпретируется как свидетельство наличия биологической активности на нашей планете уже 4 миллиарда лет назад. Измерение этого соотношения приборами “Кьюриосити” во время одного из максимальных пиков концентрации метана стало бы одним из важнейших научных результатов миссии марсохода.

Основные составляющие марсианской атмосферы

Основные составляющие марсианской атмосферы

Кроме марсоходов на Марс продолжают отправляться стационарные посадочные аппараты. Ими стали “Марс Полар Лендер“, “Феникс”. Основной задачей этих посадочных миссий стал поиск воды в полярных областях Марса. Первый из этих зондов разбился на Марсе в 1999 году, поэтому второй зонд с символическим названием фактически повторил миссию 1999 года в 2008 году. В связи с кратковременным временем работы обе станции были оборудованы солнечными батареями. Научными инструментами полярных марсианских миссий стали камеры (в том числе для получения снимков с разрешением до 10 нанометров), метеостанция, 2.35-м манипулятор с ковшом для забора грунта с глубины в 25 см за 4 часа, спектрометры для химического анализа проб грунта и состава атмосферы. Место посадки станции было выбрано специально в районе с максимальным содержанием воды по данным спутника Марс Одиссей.

Карта процентного содержания воды в приповерхностном слое марсианского грунта в полярных и экваториальных районах Марса

Карта процентного содержания воды в приповерхностном слое марсианского грунта в полярных и экваториальных районах Марса

350-кг “Феникс” совершил успешную посадку на Марсе 25 мая 2008 года на 69 северной широте.

Уже первые снимки поверхности Марса под днищем зонда показали возможный лед, который был оголен работой посадочных двигателей
Рытье траншеи с помощью ковша манипулятора подтвердили отложения сублимирующего водного льда на глубине всего в несколько сантиметров
В целом манипулятор станции за время короткой работы во время марсианского лета вырыл с десяток траншей

Химический анализ взятых проб грунта из вырытой траншеи подтвердил наличие воды. Кроме того этот же анализ впервые обнаружил перхлораты (соли хлорной кислоты) и известняк (карбонат кальция или мел), небольшое количество магния, натрия, калия и хлора. Обнаружение известняка значительно увеличило шансы на наличие жизни на Марсе. Измерения показали, что кислотность марсианского грунта составляет 8-9 единиц, что близко к слабощелочным породам на Земле. Микроскоп станции обнаружил тонкие плоские частицы в грунте, которые говорят о наличие глины. Обнаружение известняка и глины стало очередным свидетельством наличия больших количеств жидкой воды на Марсе в прошлом. Кроме того снимки со станции “Феникс“ возможно стали первым доказательством наличия жидкой воды на Марсе и в настоящее время.

Пример снимков капелек некой жидкости на 8, 31 и 41-ый день миссии

Пример снимков капелек некой жидкости на 8, 31 и 41-ый день миссии

Эксперименты в земных лабораториях подтвердили возможность наличия соленой воды в жидкой форме при температурных условиях, в которых находилась станция “Феникс” (около минус 70 градусов Цельсия). С другой стороны выдвигаются предположения, что наблюдаемые капельки представляют собой следы жидких металлов (к примеру, калия или натрия).

Радарные и другие методы дистанционного зондирования глубинных слоёв Марса

60-ые годы 20 века отметились значительным прогрессом в изучении Марса, так как появилась возможность осуществления радиолокации Марса. В феврале 1963 года в СССР с помощью радиолокатора АДУ-1000 (“Плутон”) в Крыму, состоящего из восьми 16-метровых антенн была проведена первая успешная радиолокация Марса. В этот момент красная планета находилась в 100 млн. км от Земли. Передача радиолокационного сигнала проходила на частоте 700 мегагерц, а общее время прохождения радиосигналов от Земли до Марса и обратно составило 11 минут. Коэффициент отражения у поверхности Марса оказался меньше, чем у Венеры, хотя временами он достигал 15 %. Это доказывало, что на Марсе есть ровные горизонтальные участки размером больше одного километра. Уже при первых сеансах радиолокации был обнаружен перепад высот в 14 км. Позже в 1980 году советские радиоастрономы провели успешный сеанс радиолокации склона вулкана Олимп, где максимально измеренная высота относительно среднего радиуса планеты составила 17.5 км.

топографический профиль поверхности Марса

топографический профиль поверхности Марса

На графике выше показан топографический профиль поверхности Марса вдоль 21 градуса северной широты. Римскими цифрами обозначены горные массивы (I — Фарсида, II — Олимп, III — Элизий, IV — Большой Сирт) и низменности (V — Хриса, VI — Амазонис, VII – Исида). В 1991 году в эксперименте Голдстоун–VLA при использовании радиоволн с длиной волны в 3.5 см выявлены новые структурные особенности коэффициента отражения. В области Фарсида найдена огромная деталь Stealth, практически не отражающая радиоволны (вероятно, мелко раздробленная пыль или пепел с плотностью около 0.5 г/см3).

Снимки области “Стелс” на изображениях наземных радаров
Снимки области “Стелс” на изображениях наземных радаров
Снимки области “Стелс” на изображениях наземных радаров

Первые попытки радиолокации южной полярной шапки Марса в Аресибо были осуществлены в 1988 и 1990 годах. Аналогичные наблюдения были проведены в 1992-1993 годах для северной полярной шапки. В обоих случаях был получен сильный сигнал, отражённый от южной полярной шапки. Как и в случае Меркурия, это можно было объяснить наличием слоев замороженной воды или углекислого газа с небольшой примесью пыли на глубине до 2–5 м. Этот факт стал первым прямым свидетельством обнаружения большого количества подземного водного льда.

В последующем зондирование недр Марса стало производиться и с помощью космических аппаратов. Выше уже говорилось, что в 2001 году, к Марсу был отправлен зонд Марс Одиссей с российским прибором HEND (разработан в ИКИ под руководством И. Г. Митрофанова). Этот прибор был предназначен для поисков воды в грунте Марса до глубины в 1 метр с помощью регистрации нейтронов с марсианской орбиты. Выше уже приводились карты поверхности Марса, составленные с помощью данных этого прибора. На этих картах хорошо заметно большое количество водного льда в полярных регионах, хотя в некоторых областях повышенная концентрация воды встречается и вблизи экватора.

Следующим шагом в зондирование недр Марса стало размещение радиолокационного оборудования на искусственных спутниках Марса. Впервые радар для изучения недр Марса был установлен на европейском аппарате Марс Экспресс. Радар MARSIS был предназначен для зондирования недр Марса на глубину 5 км и представлял собой три антенны (две из них длиной по 20 метров, а третья длиной по 7 метров). Развертывание антенн радара было произведено лишь на второй год работы марсианской станции (к декабрю 2005 года). Всего через несколько месяцев на орбите Марса появился второй радар – SHARAD (SHAllow RADar), который был установлен на борту американской марсианской станции MRO. Этот радар представлял собой 10-метровую антенну, способную изучать недра Марса до глубины в 3 км. Оба радара были разработаны и изготовлены в Италии. Различная глубина зондирования радаров связана с разной используемой частотой. Первый радар использовал рабочие частоты от 1.8 до 5 мегагерц, второй радар от 15 до 25 мегагерц. В связи с тем, что первый радар находился на высокоэллиптической орбите, и мог осуществлять работу лишь с высоты в 800 км от поверхности Марса, его масштабы использования были гораздо меньше, чем у радара американской станции.

Первыми открытиями радара MARSIS стало открытие множества похороненных крупных кратеров на северных равнинах Марса. В июне и июле 2015 года радар включался на более 30 орбитах, и обнаружил больше 12 скрытых кратеров диаметром от 130 до 470 км. Из анализа этих наблюдений, которые покрыли 14% северных равнин, было оценено, что возраст этих кратеров составляет около 4 млрд. лет. На карте белыми кругами показаны известные ударные структуры на Марсе, а черными кругами – кратеры, которые были открыты с помощью радара MARSIS.

Белые контуры показывают область, которая была покрыта радарными наблюдениями

Белые контуры показывают область, которая была покрыта радарными наблюдениями

В частности в одном из обнаруженных подземных кратеров на равнине Хриса диметром около 250 км на глубине около 2 км были найдены залежи водного льда.

В марте 2007 года в журнале  Science были опубликованы результаты радиолокации южной полярной шапки с помощью радара MARSIS (Mars Advanced Radar for Subsurface and Ionospheric Sounding). Наблюдения до глубины более 3.7 км определили, что в южной полярной шапке содержится водный лед общим объемом около 1.6 млн. кубических километров. Подобное количество льда содержит столько воды, которое хватит для того, чтобы покрыть поверхность Марса слоем толщиной в 11 метров.

Оценки толщины подземного льда (thickness) и высоты поверхности относительно среднего радиуса Марса (elevation) у южной полярной шапки по данным радара MARSIS
В общей сложности за 4 года радар MARSIS покрыл наблюдениями около 42% поверхности Марса
Для сравнения покрытие его американского собрата – радара SHARAD, к 2009 году

К 2009 году радар SHARAD провел подробные исследования северной полярной шапки Марса. Его наблюдения показали, что толщина подземного льда в ней достигает двух километров, а общие запасы водного льда там были оценены в 821 тысяч кубических километров. Последняя оценка равна примерно 30% массы гренландского ледника.

Схема северной полярной шапки по данным радара SHARAD

Схема северной полярной шапки по данным радара SHARAD

На схеме выше показана топография поверхностных (surface) и подповерхностнных (base) слоев северной полярной шапки, а также толщина (thickness) слоев водного льда в ней.

В период с 2006 по 2013 годы радар SHARAD собрал около 2 ТБ данных. Анализ данных позволил обнаружить подповерхностный лед не только на полюсах, но и в средних широтах.

В некоторых областях средних широт толщина подповерхностного льда достигает нескольких сотен метров.
В некоторых областях средних широт толщина подповерхностного льда достигает нескольких сотен метров.
В некоторых областях средних широт толщина подповерхностного льда достигает нескольких сотен метров.
В некоторых областях средних широт толщина подповерхностного льда достигает нескольких сотен метров.
По оценкам исследователей в 2015 году общий объем подземных ледников на Марсе вне полярных кратеров составляет около 150 кубических километров. Этого количества достаточно, чтобы покрыть всю поверхность Марса слоем толщиной в 1.1 метр.
По другим оценкам общий объем внеполярных ледников может достигать 160 тысяч кубических километров, что эквивалентно 10 Великим Озерам в Северной Америке
Точные оценки затруднены тем, что вертикальное разрешение даже радара SHARED ограничено лишь 10 метрами. В связи с этим этот радар не может обнаружить слои льда толщиной в 1-10 метров. Вместе с тем тщательные поиски грунтовых вод (подземных скоплений воды в жидкой форме) не привели к их обнаружению на большей части Марса

Вместе с тем эффективным способом поиска внеполярного льда является изучение особенностей инфракрасных спектров поверхности Марса.

На схеме показано вероятное расположение внеполярных ледников между 45 градусами южной широты и 50 градусами северной широты.

На схеме показано вероятное расположение внеполярных ледников между 45 градусами южной широты и 50 градусами северной широты.

Черные звезды показывают ледники, обнаруженные на основе инфракрасного спектрографа OMEGA, синие квадраты и красные ромбы на основе инфракрасного спектрографа CRISM. Хорошо видно, что признаки льда не наблюдаются между 13 градусами южной широты и 32 градусами северной широты.

Ещё одна схема показывает, на какой глубине находится водный лед от поверхности

Ещё одна схема показывает, на какой глубине находится водный лед от поверхности

В последние годы начал развиваться ещё один эффективный метод поиска подповерхностного льда: методом поиска свежих кратеров и спектроскопия выбросов грунта в них, в том числе изучение их в динамике. К настоящему времени на Марсе обнаружено несколько сотен свежих кратеров, изучение нескольких из них показало вероятные выбросы водного льда в них. Для одного из этих свежих кратеров была проведена даже спектроскопия, которая подтвердила наличие водного льда.

Поиск свежих кратеров затруднен тем, что их обнаружение является наиболее легкой задачей лишь для сравнительно небольшой области поверхности Марса, с минимальным количеством пыли
Поиск свежих кратеров затруднен тем, что их обнаружение является наиболее легкой задачей лишь для сравнительно небольшой области поверхности Марса, с минимальным количеством пыли
Интересно отметить, что выбросы свежих кратеров показывают, что если бы ковш посадочного аппарата “Викинг-2“ прорыл траншею на несколько сантиметров глубже, то он бы, как и аппарат “Феникс“ обнаружил бы водный лед
В последующем особый интерес в области проблемы поиска жидкой воды на Марсе представило изучение сезонных темных полос
По наблюдениям орбитальных спутников эти полосы появились в теплое время марсианского года, и исчезали в холодное время. Эти полосы были обнаружены лишь вблизи экваториальных областей красной планеты

Спектроскопия смогла обнаружить в этих полосах лишь следы солей. С другой стороны, эксперименты в земных лабораториях подтверждают возможность существования на Марсе воды в жидкой форме с большой концентрацией солей. Альтернативным объяснением сезонных темных полос на Марсе является их представление в виде оползней. У последней гипотезы есть существенный недостаток: она не может объяснить появление и исчезновение полос в соответственно теплые и холодные сезоны года.

Важные открытия на Марсе последних лет

Совершенно новой областью проблемы поисков жизни на Марсе стало изучение марсианских метеоритов. На 27 марта 2017 года из 61 тысяч каталогизированных метеоритов на Земле к марсианским метеоритам относят 202. Считается, что первый марсианский метеорит (Chassigny) был найден при падении во французских горах Арденны в 1815 году. В то же время его марсианское происхождение было определено лишь в 2000 году. По оценкам на Землю в среднем попадает до 0.5 тонны марсианского вещества.  По другим оценкам на Марс в среднем падает один марсианский метеорит в месяц.

Большую известность получило исследование о марсианском метеорите ALH 84001, опубликованное в журнале Science в августе 1996 года. Несмотря на то, что этот метеорит был найден в Антарктиде в 1984 году, его подробное исследование было проведено лишь через десятилетие. Изотопное датирование показало, что метеорит возник 4—4,5 миллиарда лет назад, а 15 миллионов лет назад он был выброшен в межпланетное пространство. 13 тысяч лет назад метеорит упал на Землю. Изучая метеорит с помощью электронного микроскопа, учёные обнаружили микроскопические окаменелости, напоминающие бактериальные колонии, состоящие из отдельных частей размером примерно 100 нм. Также были найдены следы веществ, образующихся при разложении микроорганизмов. Работа была неоднозначно встречена научным сообществом. Критики отметили, что размеры найденных образований в 100—1000 раз меньше типичных земных бактерий, и их объём слишком мал для размещения в нём молекул ДНК и РНК. В ходе последующих исследований в образцах были обнаружены следы земных биозагрязнений. В целом аргументы в пользу того, что образования являются окаменелостями бактерий, выглядят недостаточно убедительными.

Источник

Поделиться ссылкой:

Ссылка на основную публикацию
Adblock
detector