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

1. Stanisław Brzostkiewicz: "Geologiczna historia Marsa" (Urania, czerwiec 1993 r.);

2. Stanisław Brzostkiewicz: "Piaski Marsa" (Urania, luty 1995 r.);

3. Harry McSween: "Od gwiezdnego pyłu do planet". Prószyński i S-ka, Warszawa 1996;

4. Kim Stanley Robinson: "Czerwony Mars". Prószyński i S-ka, Warszawa 1998;

5. Donald Goldsmith: "W poszukiwaniu życia na Marsie". Prószyński i S-ka, W-wa 2000;

6. K. Rochowicz: "Urania-Postępy Astronomii" 2/2001 (wzmianki o osadach);

7. Arden Albee: "Nieziemskie krajobrazy Marsa" (Świat Nauki 7/2003);

8. Oliver Morton: "Mars - planeta lodu" (National Geographic 1/2004);

9. M. Różyczka: "Mars wysechł na wietrze" (Świat Nauki 10/2004, str.18);

10. Witryny internetowe www.jpl.nasa.gov, marsrovers.nasa.gov i www.chapters.marssociety.org