![]() | ORION |
| | ||||||
Mars
POWSTANIE PLANETY
Mars zaistniał blisko
5 miliardów lat temu w dysku protoplanetarnym otaczającym
młode Słońce. Niepozorne drobiny pyłowe,
zbudowane z tlenków metali i związków krzemu,
pokryte prawdopodobnie cienkimi powłokami lodowymi, skupiły
się w płaszczyźnie równikowej dysku. Pyłki
uderzały o siebie i się odbijały, by znowu ulec
zbliżeniu. Zlepiały się ze sobą, co wymuszone
było w znacznej mierze przez oddziaływania grawitacyjne w
pierwotnym dysku, a proces ten był tak wydajny, że
powstałe w rezultacie, zdolne do kolapsu grawitacyjnego
zagęszczenia - w istocie zalążki pierwotnych w
Systemie Słonecznym jąder kometarnych i planetoid - miały
odcisnąć swe piętno w nieuchronnym procesie
formowania planet. Grawitacja zgniatała stosy skał i
zagęszczała materię, tak, że we wnętrzach
odpowiednio dużych, gęstych i masywnych skupisk materii
pod ogromnym ciśnieniem i przy znacznej temperaturze w wyniku
stopienia materiału skalnego pojawiały się ogromne
ilości magmy. Tak właśnie m.in. narodził się
Mars - równocześnie pod wpływem siły ciążenia
cięższe pierwiastki poczęły spływać
ku centrum protoplanety.
Mars stawał się planetą
w miarę jak wyodrębniała się u niego warstwowa
struktura - płaszcz i stosunkowo ciężkie
żelazowo-niklowe jądro; takie jest bowiem podstawowe
kryterium pozwalające odróżnić protoplanetę
od planety. Jakkolwiek taki podział może wydawać
się nieco sztuczny, to moim zdaniem należy uzmysłowić
sobie, że narodziny planety nie są procesem spontanicznym
(aczkolwiek bardzo krótkim w geologicznej skali czasu). Nie
bez znaczenia jest już różnica między z
początku dosyć jednorodną protoplanetą, a
mającym ją utworzyć skupiskiem planetozymali -
spójnym, choć chaotycznie niejednorodnym. Każda z
takich planetozymali, nie "sczepiona" z innymi, byłaby
tylko zlepkiem nieprzetopionego luźnego materiału skalnego,
związanego bardzo słabą siłą grawitacji.
Razem mogły jednak tworzyć coraz masywniejsze skupisko,
dążące do bardziej jednorodnej gęstości
przez kolaps grawitacyjny. Naturalnie, w jego centrum gęstość,
tak czy owak, byłaby największa, ale znaczne różnice
gęstości miały się pojawić po rychłym
stopieniu materiału budulcowego i opadnięciu wielkich
ilości najcięższych pierwiastków ku centrum
- nie spowodowałby ich sam kolaps grawitacyjny.
Panorama Marsa z sondy Spirit.
Źródło:
marsrovers.nasa.gov
Szczegóły procesu powstawania planety
Mars - o których z powodu jego "geologicznej
spontaniczności" nie mówi się prawie nic w
planetologii - spróbowałbym więc sprowadzić
do trzech etapów. Pierwszy z tych bardzo krótkich
geologicznie hipotetycznych etapów charakteryzowałby się
chaotyczną niejednorodnością rozkładu
planetozymalnej masy. Właściwa by ona była
poddawanemu od samego początku silnym uderzeniom (a być
może i fragmentacjom) powiększającemu się
skupisku związanych grawitacyjnie - i niekoniecznie od razu w
jedno ciało - planetozymali. Być może właśnie
w swoistym roju planetozymali powstały dwa małe księżyce
Marsa - Fobos i Dejmos - niewykluczone jednak, że zostały
one później przechwycone grawitacyjnie przez planetę
jako planetoidy z pasa planetoid.
Dzięki tendencji do
skupiania się materii ku środkowi ciężkości
i jej zapadaniu grawitacyjnemu powstało ciało o względnie
jednorodnej gęstości, którego wnętrze uległo
przetopieniu, zaś gęsta magma początkowo mogła
sprzyjać podtrzymaniu jednorodności gęstości.
Taki prawdopodobnie był Mars w stadium protoplanety (drugi etap
w moim opisie). Gdyby we wnętrzu takiego obiektu spróbować
wydzielić jak najwięcej sześcianów o
jednakowej masie i objętości, to minimalna objętość
sześcianów, dla której iloraz m/v można by
uznać praktycznie za taki sam dla każdego z nich,
ulegałaby jednak zwiększeniu w miarę jak narastałyby
niejednorodności gęstości. Minimalna liczba takich
sześcianów, wprowadzonych wyłącznie dla
potrzeb moich teoretycznych rozważań, to cztery, jeśli
w zgodzie ze współczesną nauką przyjąć,
że pramars ewoluował do planety o wyraźnej budowie
warstwowej (trzymamy się zasady, że liczba sześcianów
ma być największa z dozwolonych, tzn. takich, których
różnice masy i objętości można by
uznać za zaniedbywalne i nieznaczące). Jak nietrudno
zauważyć, takiemu ostatecznemu stanowi odpowiadałoby
już stadium planety (trzeci etap).
Mars-www.astrosurf.com/astropc
Fizycznie rzecz ujmując, najważniejsze
zarysy obecnej struktury wewnętrznej Marsa ustanowione zostały
przez podział całego obiektu na zasadnicze koncentryczne
warstwy o zróżnicowanej gęstości
(przynajmniej jądro i płaszcz). Właśnie fakt, że
drogę do tego ostatniego stadium otworzyć mogło
tylko i wyłącznie przetopienie materii skalnej, poprzedzone
bardzo silnym metamorfizmem - procesem niszczenia skał pod
ogromnym ciśnieniem i w znacznej temperaturze - skłonił
mnie ku oryginalnego podejściu do stadium protoplanety.
Proponuję, aby traktować pramarsa jako przejściowy
etap, w którym ciało mogące stać się
planetą, teoretycznie nawet bez dalszego dopływu masy z
zewnątrz, było niemal w całości płynną
i półpłynną kulą, lecz nie posiadało
jeszcze wyraźnie ustabilizowanych ogólnych zarysów
budowy warstwowej - niewykluczone jednak, że kształtowanie
się tych zarysów struktury Marsa było dosłownie
momentem w geologicznej skali czasu.
Czy jednak łatwo
byłoby uchwycić granicę między protoplanetą
a planetą, tylko dlatego, że przyjęte przeze mnie
kryterium jest dość wyraźne (albo istnieje warstwowa
struktura, albo jej nie ma)? Z pewnością niewielkie nawet
warstwowe różnice proporcji pierwiastków i
warstwowe dysproporcje gęstości pod powierzchnią
Marsa, świadczące o wyodrębnianiu się jądra
i płaszcza, nie pojawiły się spontanicznie.
Uniemożliwiało to silne wymieszanie cięższych
pierwiastków z lżejszymi (wynikające z tego, że
Mars powstawał z wielu planetozymali). Co więcej, jeśli
niejednorodności składu i gęstości odpowiadały
za gwałtowne przepływy magmy pod wpływem siły
ciążenia we wnętrzu pramarsa, czy nawet potężne
wypływy lżejszej magmy na powierzchnię, to mogłoby
to podważać logikę prostego modelu z umownymi
sześcianami. Wobec tego należałoby zapytać,
czy może nawet dysponując pełną wiedzą na
temat młodego Marsa, nie dałoby się wyszczególnić
jednego i jedynego momentu, w którym ogólne zarysy jego
budowy warstwowej by się pojawiły? Powyższe
rozważania każą się poważnie
zastanowić również nad taką ewentualnością,
ale nie zmienia to faktu, że jakieś przejście do
stadium planety istotnie musiało mieć miejsce. W
geologicznej skali czasu mógł to być wręcz
zaniedbywalnie krótki, dosyć gwałtowny proces czy
też krótkie stadium w historii Marsa, które z
pewnością dobiegło końca na długo przed
ustabilizowaniem się w miarę warunków na jego
powierzchni.
Obecna
powierzchnia Marsa - widać ślady wody.
Źródło:
www.mars.jpl.nasa.gov
Mars
z orbity - zdjęcie współczesne.
Źródło:
www.jpl.nasa.gov
W tym samym mniej więcej czasie, co jądro
i płaszcz, wykształciła się za-pewne pierwotna
cienka marsjańska skorupa. Całkiem możliwe, że
przeszywały ją jednak uderzenia wielkich meteorytów,
a niewykluczone, że i rozrywały potężne
erupcje wulkaniczne. Część materii bogatej w
pierwiastki ciężkie, pochodzącej z nowych
meteorytów żelaznych, mogła jednak z czasem mieć
odcięty dostęp do wnętrza Marsa. Coraz grubsza
powłoka skalna, tworzona przez zastygającą na
powierzchni lawę i krystalizujące minerały,
zatrzymywała coraz szybsze i coraz masywniejsze pociski. Odważę
się postawić hipotezę, że unoszone siłą
wyporu oceanu magmy meteoryty też mogły mieć ważny
przyczynek do tworzenia marsjańskiej skorupy. Byłoby to
możliwe, o ile - paradoksalnie - wydłużałyby
ich uderzenia proces powstawania pierwotnej skorupy, powodując
jednak nagromadzenie materiału skalnego przy powierzchni, zaś
magma wystarczająco długo byłaby odpowiednio gęsta,
aby efektywnie unosić swoiste kry skalne.
TAJEMNICZE
WNĘTRZE, MAGNETYZM I THARSIS
Ciężkie i
poddane niewyobrażalnemu ciśnieniu jądro musiało
z czasem - według jednej z hipotez - zwalniać w swym ruchu
wirowym względem uciskającego je płaszcza. Ruch ten
bowiem - jak przypuszczają teoretycy - wywołany był
prawdopodobnie u zarania dziejów Marsa przez napływające
intensywnie ku centrum wielkie masy pierwiastków ciężkich.
Późniejsze ustanie tej dosyć osobliwej rotacji,
podtrzymywanej przez opadanie po spirali na powierzchnię
powiększającego się jądra materii pierwiastków
ciężkich, miało hipotetyczny przyczynek do
osłabienia i ustabilizowania się pierwotnego pola
magnetycznego Marsa. Jeśli i jądro Ziemi obracałoby
się w płynnej magmie w ten sposób, implikowałoby
to ciągłą, silną rekoneksję (zmiany
konfiguracji) jej pola magnetycznego na początku archaiku.
Natężenie pola magnetycznego Ziemi nie uległo
jednak ani 4,5 mld lat temu, ani kiedykolwiek później tak
drastycznym redukcjom, jak to w przypadku pola Marsa, w znacznej
mierze dlatego, iż jej jądro zewnętrzne (jak i
wewnętrzne) zachowało odpowiednią temperaturę.
Wyraźne rozbieżności między natężeniem
marsjańskiego pola magnetycznego przed miliardami lat
(określanym na podstawie badań właściwości
magnetytu - minerału zawierającego żelazo,
znajdowanego często w marsjańskich meteorytach), a
pomierzonym przez sondy kosmiczne znikomym polem magnetycznym
Czerwonej Planety, próbuje się najczęściej
wyjaśnić tym, że jądro marsjańskie
stygło. Około miliarda lat po powstaniu Marsa jego stygnące
jądro praktycznie przestało wzbudzać pole magnetyczne
(Świat Nauki 10/2004), ale część planetologów
nie wyklucza - wbrew temu, co sugerują niektóre
opracowania - że wnętrze planety jeszcze niecałkowicie
zastygło. Wiadomo, iż jeszcze ponad miliard lat temu
zachodziła na Marsie intensywna aktywność
wulkaniczna; trzeba też wziąć pod uwagę
rozpad pierwiastków promieniotwórczych we wnętrzu
Czerwonej Planety.
Według innej ze śmiałych
hipotez erupcje płynnego, krystalizującego jądra dużo
później deformowały strukturę planety. Ich
przyczyną mogłoby być ochładzanie się, a w
dalszej konsekwencji zastyganie wnętrza Marsa; im bowiem magma
ma niższą temperaturę, tym mniejsze wywiera
ciśnienie na jądro. Jeden z ostatnich silnych wybuchów
(i zarazem najsilniejszy!) mógłby przyczynić się
do wypiętrzenia potężnego płaskowyżu
Tharsis, wielkości ziemskiego kontynentu i o wysokości 11
km. Zgodnie z tą odważną hipotezą eksplozja
zniekształciła naciskający coraz słabiej na jądro
płaszcz planety na tyle, że wielkie ilości materii
skupiły się w okolicy równika u ściany
skorupy. Pozostałością tych procesów mogłaby
być część przynajmniej spośród
tajemniczych poprzecznych szczelin (takich jak szczelina widoczna na
zdjęciu poniżej) obserwowanych na powierzchni Marsa
zwłaszcza na półkuli południowej, gdzie
bardziej pokraterowana powierzchnia wydaje się zdecydowanie
starsza.
Obecnie bez odwoływania się do tej
hipotezy przyjmuje się często, że silny napór
wywierany na skorupę spowodował wypiętrzenie Tharsis
- trudno wyjaśnić powstanie tak wielkiego płaskowyżu
wyłącznie wielkimi wypływami lawy (które też
w końcu musiałyby mieć swoją przyczynę).
Oczywiście nie można uciekać od poszukiwania
odpowiedzi na pytanie, co mogłoby być źródłem
niezwykle silnego wypiętrzenia i związanej z nim
zdumiewającej aktywności wulkanicznej. Skąd wzięło
się tak silne wypiętrzenie, które dało
początek Tharsis, na tak małej i niewykazującej
tektoniki płyt planecie, jak Mars?
Mapa
Marsa.
Źródło:
marsrovers.nasa.gov
Samo mniemanie o takim wypiętrzeniu wymaga w mojej opinii od planetologów racjonalnego formułowania opartych na prawach fizycznych niekonwencjonalnych hipotez; takie też musi być zapewne ostateczne wyjaśnienie genezy Tharsis. Jakkolwiek pewne sugestie co do gwałtownych procesów mogą dziś brzmieć przekonująco, to myślę jednak, że decydujące rozstrzygnięcia w tym zakresie nastąpią dopiero wraz z ugruntowaniem się wiedzy na temat wewnętrznej struktury Marsa (o której nie wiemy dzisiaj prawie nic). Choć autorzy opracowań popularnonaukowych raczej nie poruszają tego tematu, ja dostrzegam szerokie perspektywy w zastosowaniu metod tomografii sejsmicznej do gruntowego "prześwietlenia" głębokich warstw Czerwonej Planety. I nie chodzi mi tu o takie badania, jakie już w latach siedemdziesiątych ubiegłego wieku stały się udziałem sond Viking - w celu pełniejszego zrozumienia istoty najbardziej osobliwych i monumentalnych form powierzchniowych trzeba będzie przeprowadzić szeroko zakrojone programy naukowe; takie, jakie obecnie realizuje się na Ziemi. Przepuszczając fale sejsmiczne z wielu zupełnie różnych obszarów na powierzchni Marsa, przez wnętrze planety, można będzie badać gęstość i skład kolejnych warstw o złożonej strukturze, do jądra włącznie. Ogromna wiedza o wnętrzu Marsa, zdobyta przez uczonych - kolonistów, pomoże usystematyzować teorie na temat ewolucji planet skalistych i - kto wie - może wejdzie do kanonu największych triumfów nauki najbliższego przełomu stuleci.
|
|
|
WULKANY I KANIONY
Wraz z Tharsis, dzięki
wzbudzonej przez wielkie wypiętrzenie długofalowej
aktywności wulkanicznej, ukształtowały się
potężne wulkany tarczowe. Są to rozległe
plackowate struktury: Olympus Mons, Arsia Mons, Pavonis Mons i
Ascraeus Mons (wszystkie leżą na obrzeżach
Tharsis). W wyniku silnej asymetrii w rozkładzie masy przy
powierzchni doszło też zapewne do gigantycznych spękań
skorupy, które mogłyby wyjaśniać powstanie
wybiegającej z Tharsis wielkiej doliny kanionów Valles
Marineris. Strome zbocza opadają tam w dół nawet na
8 km, a szerokość niektórych kanionów jest
rzędu 500 km! Tą słynną dolinę ukazały
w pełnej krasie dopiero zdjęcia z orbitera Mariner 9 w
1971 roku (stąd pochodzi jej nazwa). To wtedy stwierdzono, że
stanowi ona spektakularny sznur głębokich kanionów
o długości równej co najmniej długości
Stanów Zjednoczonych, mierzonej od wybrzeża zachodniego
po wschodnie.
W 2000 r. z kolei, w centralnym obszarze Valles
Marineris (tzw. Candor Chasma) odkryto grube osady przemawiające
za silną erozją wodną. Nie ma jednakże pełnej
zgodności co do potężnych procesów, jakie
kształtowały Dolinę Marinerów i jeszcze w 1999
r., jako początkujący miłośnik astronomii,
natrafiałem na artykuły sugerujące, że spływała
tamtędy lawa. Być może i w tym jest jakaś
prawda, tym bardziej, że gdy nie dawniej niż 1,3 mld
lat temu powstawały te kaniony, na Tharsis zachodziła
intensywna aktywność wulkaniczna.
Valles
Marineris
Źródło:
www.chapters.marssociety.org
Olympus Mons (Góra Olimpu) to niewątpliwie
najwyższy i najrozleglejszy szczyt w Układzie Słonecznym,
bo wysoki na 24 km i mający średnicę podstawy aż
650 km. Zbocza Góry Olimpu pokrywają rozchodzące się
radialnie potoki zastygłej lawy, wybiegające z centralnej
kaldery o średnicy około 20 km. Na dokładniejszych
zdjęciach wygasłego już dawno wulkanu dopatrzono
się nawet małych kanałów, które
wyrzeźbiła kiedyś spływająca lawa.
Stwierdzono ponadto, iż stożek wulkaniczny odcina od
dołu skarpa, wznosząca się od 2 do 4 tys. metrów
ponad powierzchnię podstawy. Otaczająca skarpę
aureola utworzona zapewne została przez potoki lawy i popioły
wulkaniczne. Rozciągając się na około 500 km. od
wulkanu zdobi niejedno zdjęcie Olympus Mons z orbity.
Z
bliska, jak sądzę, to jednak centralna kaldera wyglądałaby
najbardziej widowiskowo. Jej strome stoki są nachylone do pionu
pod średnim kątem zaledwie około 5 stopni, podczas
gdy około 90 % powierzchni zboczy to łagodnie wzniesione
równiny. Obserwator stojący na tych lekko nachylonych
równinach mógłby nawet nie wiedzieć, że
stoi na najwyższym szczycie Układu Słonecznego, a
odległy o około 7 km. horyzont pozwalałby zobaczyć
tylko małą część wulkanu!
Olympus
Mons
Źródło:
www.chapters.marsrovers.nasa.org
Porównania mówią tutaj same za
siebie: wulkan Olympus Mons osiągnął wysokość
około trzykrotnie większą niż ziemskie
ośmiotysięczniki, masa zaś jego przekroczyła
stukrotnie masę najmasywniejszych wulkanów na Ziemi.
Michelle Minitti z Uniwersytetu Stanu Arizona uważa, że
skały na tym wulkanie "mogłyby nam wiele powiedzieć
o wewnętrznej strukturze Marsa", gdyby oczywiście
wylądował tam lądownik. To jednak nie wszystko -
należy oczekiwać, iż wielkie marsjańskie
wulkany dostarczyły na powierzchnię planety wiele
materiału opartego na węglu, pierwiastku uważanym
przecież za jeden z podstawowych budulców życia.
Niestety, cztery monumentalne marsjańskie wulkany są
najprawdopodobniej zbyt młode, aby mogły przyczynić
się do istnienia życia w przeszłości;
chciałbym jednak wyrazić nadzieję, że
odpowiednio dokładne badania terenowe i chemiczne dostarczą
dzięki nim kiedyś istotnych przesłanek co do natury
wulkanów sprzed 3-4 mld lat i wyrzucanego z nich materiału
organicznego.
O WODZIE I NIE TYLKO
Aktywność
wulkaniczna i sejsmiczna nie mogły na Marsie odegrać
znacznej roli w zacieraniu śladów kolizji z epoki
wielkiego bombardowania meteorytowego (tzw. epoki noachijskiej - 3 do
4 mld lat temu). W miarę jak wnętrze planety stygło,
aktywność wulkaniczna na Tharsis stawała się
coraz słabsza. Tymczasem z powodu braku tektoniki płyt
zastygła lawa mogła się kumulować w tych samych
miejscach przez wiele milionów lat, co wyjaśniałoby
dlaczego marsjańskie wulkany osiągały aż tak
wielkie rozmiary. Z kolei erozja powodowana przez piasek i wiatr,
tzw. eoliczna (która z pewnością miała i ma
miejsce), nie wyjaśniłaby obecności wielu struktur;
zwłaszcza tych, które wyglądają zupełnie
jak ślady cieków wodnych, czy pozostałości po
wodzie stojącej. Pojawiło się więc
przypuszczenie, że bardzo ważnym czynnikiem,
powodującym zacieranie dawnych śladów kolizji, była
erozja wodna - zwłaszcza na północy, 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. Sceptykom
rzucę wyzwanie: 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?
|
|
|
Wyrzeźbione
przez wodę koryta na powierzchni Marsa
Źródło:
www.chapters.marsrovers.nasa.org
W bliskich morzu sadzawkach 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 deszcza.
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 (nieekstremofil to organizm nieprzystosowany do skrajnych
warunków), dynamiczna hydrosfera Marsa mogłaby zwiększać
szanse na narodziny życia. Jednak nawet jeśli taka była,
krajobraz Marsa nieuchronnie musiał stać się
martwym, milczącym, suchym światem, spowijanym najwyżej
powiewami wiatru, intrygującym dziś tajemnicą i
zmiennym grozą pyłowych zamieci. A wszystko to przez
nieubłagalne prawa fizyki.
Wiadomo, że przy
malejącym parciu od gazów atmosferycznych cząsteczki
wody mogą z coraz mniejszymi szybkościami (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 mogła ona występować
w postaci ciekłej. Odtąd te powierzchniowe bryły lodu,
które osiągną temperaturę 0 stopni Celsjusza,
przy ciśnieniu zaledwie ok. 7 milibarów (0,007 ciśnienia
atmosferycznego na powierzchni Ziemi) od razu muszą zamieniać
się w parę wodną.
Przyszłość
planety zależała od procesów ulatniania materii
gazowej w przestrzeń międzyplanetarną, jak i jej
dostarczania. Wydaje się, że decydujące było
stężenie ditlenku węgla (do niedawna zwanego w
polskojęzycznej literaturze popularnonaukowej nie inaczej, jak
dwutlenkiem węgla). Ten gaz - skądinąd cieplarniany -
stanowi obecnie 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. Warto
również zwrócić uwagę, że
większe ciała kosmiczne mogły wyrzucać gazy z
górnych warstw gęstszej niegdyś atmosfery w
potężnych falach uderzeniowych (co potwierdzają
liczne symulacje komputerowe). W szczególności tyczy się
to obiektu, który utworzył ogromną nieckę
Hellas o średnicy ok. 2000 km - drugą po księżycowym
Basenie Aitkena największą strukturę impaktową
w Układzie Słonecznym.
Okolice
niecki Hellas
Źródło:
www.chapters.marssociety.org
Istotnych danych odnośnie utraty gazów
atmosferycznych dostarczyła w 2004 roku europejska sonda Mars
Express. Okazuje się, że ważny przyczynek do
utraty m.in. pary wodnej ma tzw. wiatr słoneczny, czyli strumień
szybkich cząstek elementarnych, będących produktem
słonecznych reakcji termojądrowych. Oszacowano, 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.
Wyobraźmy
sobie zamarzającego i tracącego gazy Marsa. Woda każdej
zimy kumulowała się wtedy na biegunach w postaci lodowej
mgły. Czapy polarne stawały się coraz grubsze, a lód
zapadał się pod ziemię; 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. Mimośród
marsjańskiej orbity sprawił zaś, że w cyklu
co 51000 lat pojawiały się na przemian ciepłe i zimne
zimy.
Czapa polarna złożona w znacznej części
z suchego lodu (zestalonego ditlenku węgla) i czapa z lodu
wodnego odbywały wędrówki między biegunami,
zmieniając się cyklicznie swoim położeniem. 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 może zatrzymywać na dłużej 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
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 zamiast wody
mamy dzisiaj pyły i ogromne pustynie. Być może
również erozja warstwy suchego lodu na biegunie
południowym może 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 kierownik naukowy misji
Mars Global Surveyor, Arden Albee.
Nie jest zatem znane
dokładnie pochodzenie marsjańskiego pyłu, wydaje mi
się 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
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 U2 wychwytują tam drobiny
pyłu o średnicy kilku mikrometrów, które
opadają powoli 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 w swym znakomitym artykule ("Świat Nauki"
7/2003) 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?
Piaszczysta równina na Marsie
Źródło:
chapters.marssociety.org
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 ditlenkiem 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.
Mam nadzieję, że
udało mi się w przystępny sposób przedstawić
współczesną wiedzę na temat Marsa i
uargumentować swoje poglądy. Praca ta nie jest jednak
prosta ani krótka, podobnie jak nie było proste i krótkie
jej przygotowanie. Wszystkim uważnym czytelnikom dziękuję
więc serdecznie za cierpliwość i jestem otwarty na
dyskusję.
O AUTORZE
W czasie pisania tej pracy w roku szkolnym 2004/2005 Krzysztof Kowalczyk był uczniem drugiej klasy IV LO w Lublinie. Od 1999 roku interesuje się wszystkimi działami astronomii, choć częściej teoretyzuje niż prowadzi obserwacje. W kwietniu 2005 roku brał udział w Ogólnopolskim Młodzieżowym Seminarium Astronomicznym – jego krótsza podówczas praca o Marsie znalazła się wśród 26 prac finałowych spośród 407 zgłoszonych na konkurs. Od grudnia 2003 roku Krzysztof Kowalczyk uczestniczył w warsztatach fizycznych i astronomicznych organizowanych w czołowych ośrodkach badawczych Polski przez Krajowy Fundusz na Rzecz Dzieci. Obecnie współpracuje z redakcją astronomicznego portalu www.astronomia.pl, gdzie można przeczytać inne jego prace. Adresy e-mail do korespondencji: astrokk@wp.pl, astrokk@o2.pl
LITERATURA
Stanisław Brzostkiewicz: "Geologiczna historia Marsa" (Urania, czerwiec 1993 r.);
Stanisław Brzostkiewicz: "Piaski Marsa" (Urania, luty 1995 r.);
Harry McSween: "Od gwiezdnego pyłu do planet". Prószyński i S-ka, Warszawa 1996;
Kim Stanley Robinson: "Czerwony Mars". Prószyński i S-ka, Warszawa 1998;
Donald Goldsmith: "W poszukiwaniu życia na Marsie". Prószyński i S-ka, W-wa 2000;
K. Rochowicz: "Urania-Postępy Astronomii" 2/2001 (wzmianki o osadach);
Arden Albee: "Nieziemskie krajobrazy Marsa" (Świat Nauki 7/2003);
Oliver Morton: "Mars - planeta lodu" (National Geographic 1/2004);
M. Różyczka: "Mars wysechł na wietrze" (Świat Nauki 10/2004, str.18);
Witryny internetowe www.jpl.nasa.gov, marsrovers.nasa.gov i www.chapters.marssociety.org