„Moje spojrzenie na Czerwoną Planetę” – cz. II – dokończenie z „Fizyki w Szkole” nr 6/2025

 

Krzysztof Kowalczyk

Hydrologia i kratery Czerwonej Planety

W miarę jak wnętrze planety stygło, aktywność wulkaniczna na Tharsis stawała się coraz słabsza – nie widać też na Marsie młodszych wulkanów. Aktywność wulkaniczna i sejsmiczna nie wystarczą do wyjaśnienia zacierania śladów kolizji z epoki wielkiego bombardowania meteorytowego. Z kolei erozja powodowana przez piasek i wiatr, tzw. eoliczna, nie wyjaśniłaby obecności wielu struktur; zwłaszcza tych, które wyglądają zupełnie jak ślady cieków wodnych, czy pozostałości po wodzie stojącej. Często przyjmuje się więc, że bardzo ważnym czynnikiem na Marsie była erozja wodna, co może mieć znaczenie zwłaszcza na półkuli północnej, gdzie liczba kraterów jest wyraźnie mniejsza. Dla mnie szczególnie zastanawiająca jest swoista delikatność rzeźby północnych terenów i względnie nieduża grubość marsjańskiej skorupy na większości obszarów półkuli północnej. Jeśli tam nie było oceanu lub dużego morza, to z jakiego powodu skorupa wielkich równinnych dolin miałaby być cieńsza od skorupy marsjańskiej niemal wszystkich południowych terenów, analogicznie jak ziemska skorupa u den oceanicznych względem skorupy kontynentalnej?

Rys. 8. Topograficzna mapa Marsa wg. danych z laserowego wysokościomierza sondy MGS. Źródło: http://www.psrd.hawaii.edu/July03/MartianSea.html

Inna hipoteza mówi, że obszar Vastitas Borealis (łac. Pustkowie Północne) to w rzeczywistości największy basen uderzeniowy w Układzie Słonecznym, znacznie większy od niecki Hellas o średnicy ok. 2100 km i księżycowego basenu Aitkena, uważanego dotąd za największą strukturę impaktową w Układzie Słonecznym.  Część naukowców w publikacjach w „Nature” z 26 czerwca 2008 r. – opierając się m.in. na symulacjach komputerowych zderzeń pod różnym kątem – wykazywała, że może to być dno eliptycznego krateru o rozmiarach 8500 km na 10600 km, powstałego ok.  3,9 mld lat temu w wyniku uderzenia obiektu o rozmiarach 1600-2700 km. Ciało zbliżone rozmiarami do planet karłowatych na peryferiach Układu Słonecznego, takich jak Pluton czy Eris, uderzając pod kątem 30-60 stopni w powierzchnię planety z prędkością od 6 do 10 km/s, spowodowałoby nie tyle potężną falę uderzeniową obiegającą Czerwoną Planetę, co wręcz rozerwanie znacznej części skorupy i wyrzucenie dużych ilości materii z powierzchni Marsa. Ta próba teoretycznego wyjaśnienia dychotomii marsjańskich półkul nie musi jednak w mojej ocenie wykluczać istnienia oceanu, który równie dobrze mógłby pojawić się później niż 3,9 mld lat temu i wpłynąć na wygładzenie wspomnianego wielkiego obszaru na półkuli północnej, na którym do dziś mimo bliskości pasa planetoid prawie nie widać kraterów. 

W 2008 r. lądownik Phoenix, operujący w obszarze Vastitas Borealis, z łatwością   wykrył w trakcie wykopów badawczych istnienie lodu wodnego pod powierzchnią gruntu. Potwierdził tym samym bezpośrednio to, co było wiadomo pośrednio od 2002 roku, dzięki danym z instrumentów sondy Mars Odyssey – spektrometru gamma GRS oraz spektrometru cząstek energetycznych MARIE – iż jest to (poza samymi biegunami) jeden z najbardziej wodonośnych obszarów na Marsie. Sygnaturą wiecznej zmarzliny dla sondy Mars Odyssey były kwanty gamma i neutrony emitowane z marsjańskiego gruntu w wyniku reakcji jądrowych zachodzących pod wpływem wiatru słonecznego i wysokoenergetycznego promieniowania kosmicznego.

Rys. 9. Pokłady wodonośne na Marsie według danych z sondy Mars Odyssey. Źródło: http://www.oa.uj.edu.pl/apod/apod/ap040904.html

W bliskich morzu zbiornikach wodnych cząsteczki poddane działaniu promieniowania UV i niewykluczone, że również wyładowań atmosferycznych, dosyć intensywnie reagujące ze sobą, być może przyczyniłyby się do powstania prymitywnego życia. Nie można jednak wykluczyć, że sieci rzek i rwące potoki doprowadzały materię organiczną do mórz i jezior, jeżeli na Marsie mogły padać deszcze. Marsjańskie potoki wody – dziś wyobrażam sobie – płynąc „zbierałyby” cząsteczki organiczne naniesione przez komety czy meteoryty (a znamienne, że w meteorytach znajduje się obecnie np. aminokwasy) lub też molekuły organiczne powstałe w samym środowisku planety i obecne wśród wyrzucanych z wulkanów popiołów. Sądzę, że gdyby najbardziej złożone molekuły miały tendencję do powstawania w szczególnie nieprzyjaznych dla nieekstremofili warunkach, dynamiczna hydrosfera Marsa mogłaby zwiększać szanse na narodziny życia. Jednak nawet jeśli taka była, krajobraz Marsa nieuchronnie musiał stać się martwym, suchym, nieprzyjaznym światem, skutym najwyżej lokalnie lodem i zmiennym grozą pyłowych zamieci.      

Rys. 10. Wyrzeźbione przez wodę koryta na powierzchni Marsa. Źródło: http://chapters.marssociety.org

Rys. 11. Topograficzna mapa niecki Hellas. Źródło: http://commons.wikimedia.org/wiki/File:Hellas_basin_topo.jpg

Wiadomo, że przy malejącym ciśnieniu od gazów atmosferycznych cząsteczki wody mogą z coraz mniejszymi prędkościami, a zatem przy coraz niższej temperaturze, opuszczać ciecz, w związku z czym obniża się punkt wrzenia wody. Gdy na Marsie, na skutek być może wieloetapowego spadku gęstości atmosfery, punkt wrzenia wody spadł do punktu zamarzania, już tylko pod powierzchnią gruntu niezasolona woda mogła występować w postaci ciekłej, a w końcu i tam zamarzała. Odtąd nawet powierzchniowy lód, który osiągnie temperaturę 0ºC, przy średnim ciśnieniu zaledwie ok. 7 milibarów (0.007 ziemskiego ciśnienia atmosferycznego na poziomie morza), ulega na Marsie sublimacji, zamieniając się w parę wodną i nie osiągając fazy ciekłej, o ile nie jest silnie zasolony. Jedynym wyjątkiem są głębokie kaniony oraz niecka Hellas, na której dnie, położonym ok. 9 km poniżej krawędzi krateru i ok. 4 km poniżej umownego marsjańskiego „poziomu morza”, panuje ciśnienie 840 Pa (8.4 mbar). Są to jedyne miejsca na Marsie, gdzie niezasolona woda mogłaby – przy odpowiedniej temperaturze – występować w stanie ciekłym na powierzchni planety.

Ewentualnie woda może pojawiać się w wyniku okresowego ocieplenia powodującego topnienie podpowierzchniowych warstw lodu, co mogłoby wyjaśniać pochodzenie bardzo młodych geologicznie żlebów (rzędu kilku tysięcy lat i młodszych) w średnich szerokościach areograficznych, które próbowano też wyjaśnić oddziaływaniem ciekłego lub gazowego CO2 albo wysoce skoncentrowanych solanek. Wysokie zasolenie obniża temperaturę zamarzania wody, co obserwujemy też na Ziemi, gdy drogowcy posypują solą drogi w sezonie zimowym. Podobny efekt odkryto również na Marsie. W 2015 r. NASA doniosła o odkryciu na zboczach niektórych marsjańskich kraterów ciemnych smug interpretowanych jako ślady silnie zasolonej i bogatej w nadchloran wapnia ciekłej wody w temperaturze -23 stopni Celsjusza, spływającej współcześnie jako płytkie przepływy podpowierzchniowe. To ważne odkrycie zawdzięczamy sondzie Mars Reconnaissance Orbiter (MRO).

Topnienie podpowierzchniowego lodu i wypływy wody na powierzchnię mogły mieć też w przeszłości związek z uderzeniami meteorytów – w tym wypadku mówimy o tzw. kraterach parapetowych, które były już obserwowane przez orbitery Viking. Jeden z najbardziej charakterystycznych kraterów, z których najprawdopodobniej wypływała woda znajduje się na równinie Chryse Planitia i ma średnicę ok. 15 km.

Rys. 12. Krater parapetowy Dromore. Fot. NASA/JPL.

Rys. 13. Wiatr słoneczny wpływa na utratę gazów atmosferycznych, a produkty dysocjacji uzyskują prędkości wystarczające do wydostania się z pola grawitacyjnego Marsa, tworząc wiatr planetarny. Źródło: „Mars wysechł na wietrze”, Świat Nauki nr. 11/2004.

Rys. 14-15. Północna czapa polarna Marsa (po lewej) i czapa południowa (po prawej). Źródło: http://chapters.marssociety.org

 

Temperatura na powierzchni planety, a tym samym przyszłość jej hydrologii silnie zależała od procesów ulatniania materii gazowej w przestrzeń międzyplanetarną, jak i jej dostarczania. Wydaje się, że większą rolę dla możliwości podtrzymania wody w stanie ciekłym odegrało stężenie dwutlenku węgla niż pary wodnej, ponieważ Mars krąży zdecydowanie bliżej zewnętrznej granicy ekosfery (habitable zone) niż jej granicy wewnętrznej. Przyjmuje się bowiem, że dwutlenek węgla jest zazwyczaj głównym gazem cieplarnianym dla planet leżących w pobliżu zewnętrznej granicy ekosfer gwiazd ciągu głównego, a para wodna dla planet leżących w pobliżu granicy wewnętrznej. CO2 stanowi obecnie ok. 95% zawartości marsjańskiej atmosfery. Może pochodzić zarówno z odgazowania jądra (znaczne jego ilości ulatniały się zapewne z ogromnych wulkanów), ale mogły go też efektywnie dostarczać w skali wielu milionów lat komety.

W 2004 roku europejska sonda Mars Express dostarczyła istotnych danych odnośnie utraty gazów atmosferycznych. Okazuje się, że ważny przyczynek do utraty nie tylko dwutlenku węgla, ale i pary wodnej ma tzw. wiatr słoneczny, czyli strumień szybkich cząstek elementarnych, wyrzucanych z korony słonecznej w przestrzeń międzyplanetarną. Oszacowa-no, że w ciągu ziemskiej doby wywiewa on z atmosfery marsjańskiej około 100 ton gazu. Proces ten, aczkolwiek z różnym nasileniem, trwa od mniej więcej 3,5 mld lat i ma ścisły związek z niemal całkowitą utratą odchylającego jony pola magnetycznego. Nie mogło to oczywiście nie wpłynąć na marsjański klimat.

Już od wysokości 250 km nad powierzchnią gruntu stwierdzono dysocjację cząstek związków chemicznych pod wpływem wiatru słonecznego. Wydostające się z pola grawitacyjnego Marsa produkty dysocjacji układają się po stronie odsłonecznej w długi ogon, w jakim sonda Mars Express odkryła jony wodoru i tlenu świadczące o utracie atmosferycznej pary wodnej. Ilość wody, jaką Mars utracił w wyniku tego procesu od czasu utraty dipolowego pola magnetycznego szacuje się na l015 ton. Wystarczyłoby to do pokrycia całej powierzchni Czerwonej Planety oceanem o głębokości 30 m.

Wyobraźmy sobie ochładzającego się na skutek zmian klimatycznych i tracącego gazy cieplarniane Marsa. Woda każdej zimy kumulowała się na biegunach w postaci lodowej mgły. Czapy polarne stawały się coraz grubsze, a lód zapadał się pod powierzchnię planety; z czasem lodowe czapy obserwowane dziś na Marsie stały się tylko wierzchołkami zapadniętych lodowców, ostatecznie sto razy mniejszymi od objętości polarnego lodu pod powierzchnią. Wiosną woda jeszcze spływała pod powierzchnią ku równikowi, ale coraz częściej już tylko powstające niezależnie od pór roku nowe masy wodne, związane z odgazowaniem jądra, podtrzymywały obieg wód gruntowych. Północna czapa polarna uboższa w zasoby suchego lodu (zestalonego dwutlenku węgla), odnawiające się z każdą zimą i czapa południowa, gdzie obecnie panują surowsze zimy, zmieniały swe położenie wraz ze zmianami nachylenia równika do orbity. Te ruchy pozostawiały po sobie kolejne pokrywy piasku, tworzyły się nowe pokłady wydm. W szczególności piasek w pobliżu obu biegunów, padający pod określonym kątem na starsze warstwy, utworzył mozaikowy, różnych odcieni krajobraz, a wokół czap pojawiły się geometryczne otoczki. Silne wiatry rozdrabniały pyły.

Pyły i piaski Marsa

Powiększające się na skutek dramatycznej utraty gazów atmosferycznych, dobowe wahania temperatury, sprzyjały termicznej rozszerzalności i kurczliwości skał, prowadzącym do ich spękań i powolnego rozpadu. Ze względu na wykryte przez marsjańskie lądowniki nawet 60 – stopniowe różnice temperatury w ciągu doby, pokazujące, iż rozrzedzona atmosfera nie jest w stanie zatrzymywać efektywnie ciepła nagromadzonego w czasie dnia, wydaje się, że także i dziś istnieją na Marsie odpowiednie warunki do mechanicznego wietrzenia skał. Istnieją, chociaż jednostka powierzchni Marsa otrzymuje 2,32 razy mniej energii niż taka sama jednostka powierzchni Ziemi, a w średnich szerokościach areograficznych temperatura spada nawet do -90 stopni Celsjusza.                     

Erozja mechaniczna i termiczna materiału skalnego sprzyjała pustynnieniu planety – i tak na Marsie mamy dziś dużo pyłu i ogromne pustynie. Być może również erozja warstwy suchego lodu na biegunie południowym mogłaby częściowo wyjaśniać pochodzenie marsjańskiego pyłu. Jednak samo kurczenie się południowej czapy polarnej, charakterystyczne dla marsjańskiej wiosny, czyli nietrwające bezustannie od milionów czy miliardów lat, z pewnością nie wystarczy. „Regularne odnawianie zasobów lodu i pyłu musi wynikać z jakichś innych zjawisk cyklicznych, być może związanych z wpływem zmian w ruchu orbitalnym planety na jej klimat” – napisał w 2003 r. kierownik naukowy misji Mars Global Surveyor, Arden Albee („Nieziemskie krajobrazy Marsa”. Świat Nauki, nr. 7/2003).  

Rys. 16. Piaszczysta równina na Marsie. Źródło: http://chapters.marssociety.org  

Nie jest zatem znane dokładnie pochodzenie marsjańskiego pyłu, sądzę jednak, że jakąś jego nieznaczną część powinien stanowić pył kometarny. Co prawda komety wyrzucają najwięcej pyłu w okolicach najbliższych Słońcu, ale działanie ciśnienia promieniowania słonecznego na poszczególne drobiny pyłowe okazuje się często silniejsze od przyciągania grawitacyjnego Słońca.  Można się o tym przekonać, chociażby obserwując warkocze pyłowe jasnych komet – skierowane odsłonecznie, choć często charakterystycznie wygięte. Zastanawiam się, czy część nietworzących rojów drobin pyłowych, pochodzących z obecnie docierających w okolice Słońca komet (drobin mających skądinąd przyczynek do światła zodiakalnego), mogłaby się „cofać” do orbity Marsa. Dla drobnej części pyłków nie byłoby to nawet konieczne – wiele obserwacji wskazuje, że nie ma przeszkód, aby odrywały się one od jąder kometarnych w okolicach orbity Marsa.

Być może w skali tysięcy czy milionów lat za źródło pyłu może służyć również pas planetoid – perturbacje od Jowisza i grawitacja Marsa powinny niekiedy okazywać się sprzyjające. Pamiętajmy wszakże, że nie tyle pyłek musi trafić do marsjańskiej atmosfery i dotrzeć na powierzchnię planety, ile pole grawitacyjne Czerwonej Planety może zmienić pozornie niesprzyjającą takiemu scenariuszowi trajektorię pyłku i przy którymś z kolejnych obiegów Słońca ściągnąć meteoroid do rzadkiej atmosfery. Tam już największe i najszybsze pyłki powinny wyparowywać pod wpływem energii cieplnej wydzielonej w wyniku tarcia, dając zjawisko meteoru. Dla takiej samej liczby drobin pyłowych, mniejsza ich liczba powinna wyparowywać czy stapiać się w całości w atmosferze Marsa niż ziemskiej, w znacznej mierze dlatego, że atmosfera marsjańska jest bardziej rozrzedzona niż ziemska. Dla celów rozważenia mojej hipotezy warto pomyśleć także o ziemskiej stratosferze, czyli warstwie atmosfery sięgającej około 50 km nad powierzchnię Ziemi. Samoloty U-2 wychwytują tam drobiny pyłu o średnicy kilku mikrometrów, które opadają na powierzchnię Ziemi z przestrzeni międzyplanetarnej. Są one niedostrzegalne dla ludzkiego oka i w niższych partiach atmosfery po prostu giną w zwykłym ziemskim pyle pochodzenia chociażby przemysłowego czy wulkanicznego.   

Dzięki sondom kosmicznym możemy śledzić aktywność eoliczną na Marsie – obserwowano już burze pyłowe ogarniające cały glob, ogromne atmosferyczne wiry i lawiny pyłowe, stwierdzono też istnienie ruchomych wydm i piaszczystych ławic. Kształty pyłowych smug odkładających się za występami terenu zmieniają się w zależności od pór roku, prawdopodobnie na skutek okresowych zmian kierunku wiatrów. Transport pyłu następuje głównie na zasadzie saltacji – pył na przemian odbija się od powierzchni, wznosi się i opada, co wymaga mniejszej siły wiatru niż bezpośrednie przeniesienie pyłu na daną odległość. Znamienne jednak, że areolodzy stają nieraz przed zagadką, skąd się wzięły we wnętrzu jakiegoś krateru ogromne ilości piasku. Arden Albee pisze o wiążącym się z tym podejrzeniu części areologów, że burze w atmosferze Marsa bywały dawno temu o wiele gwałtowniejsze niż teraz. Ja zaś pytam retorycznie: czy nie lepiej by było szukać wyjaśnienia w długotrwałym gromadzeniu się pyłu naniesionego w wyniku saltacji i osuwaniu się powstających przy krawędziach kraterów ścian piasku? 

Pozostaje otwartym pytanie, jak długo utrzymują się na Marsie tak suche warunki. Pewnych wskazówek dostarczają badania składu mineralnego marsjańskiego pyłu. Wydmy marsjańskie, ciemniejsze z reguły niż ziemskie, tworzą ziarenka bazaltowe, a głównymi mineralnymi składnikami tych ziarenek są pirokseny i plagioklazy – wskazuje to, że suche warunki utrzymują się na Marsie już od dawna; minerały te łatwo bowiem na Ziemi ulegają procesowi wietrzenia. Dawniej jednak zapewne występowało na Czerwonej Planecie tzw. wietrzenie chemiczne, czyli rozkład skał pod wpływem wody z rozpuszczonym dwutlenkiem węgla. Na Ziemi woda z CO2 rozpuszcza węglany wapnia, magnezu i żelaza w skałach – w ogóle sądzi się, że taka woda może rozłożyć praktycznie wszystkie skałotwórcze minerały oprócz kwarcu. Śladów takich procesów poszukiwały już na Marsie sondy Mars Global Surveyor i Mars Odyssey – spodziewano się odkrycia minerałów powstających w środowisku wodnym: węglanów, glin i soli. Kiedy badania prowadzone z orbity nie wykazywały jednak obecności tych minerałów, odkryto warstwy oliwinu – minerału, który z ciekłą wodą nie powinien mieć nic wspólnego. Wykryto też złoża szarego hematytu, mineralnego tlenku żelaza, który szczególnie łatwo mógłby powstawać w ciepłej wodzie, i w jedno z takich miejsc (Meridiani Planum) wysłano lądownik Opportunity. Jednak i tam, w lutym 2004 roku, badania spektroskopowe doprowadziły do uzyskania widma oliwinu, minerału znajdowanego przecież w wulkanicznych skałach. Zatem nawet jeśli – jak się sądzi – tamten rejon poddawany był długotrwałemu działaniu wody, to nie mogło tak być w niedalekiej przeszłości geologicznej. Wygląda na to, że rolę erozji chemicznej w niszczeniu skał na Marsie przejęły w znacznym stopniu erozja termiczna i mechaniczna, powodowane przez wiatr, pyły i coraz większe dobowe różnice temperatury. Zupełnie zmieniło to historię planety. 

 

Krzysztof Kowalczyk