Воду на Марсе пока не нашли, но её следов найдено достаточно!

Марсианская вода похоже играет в прятки с землянами: мы находим все больше следов того, что вода была здесь буквально «вчера», но... не находим самой воды

Вода — одна из основных загадок Марса. Получено немало свидетельств того, что в далёком прошлом на Марсе был более благоприятный климат, допускавший существование не только текучей воды в виде рек и ручьёв, но и стоячих водоёмов. Потом в погоде Марса что-то изменилось, и теперь о былой марсианской влаге напоминают лишь пересохшие «русла» и слои осадочных пород.

Однако не утихают споры о том, существует ли жидкая вода и на теперешнем Марсе, может быть, в очень редких случаях, может быть, где-то не на поверхности, а под нею, но всё-таки существует.

Рекуррентные полосы – следы воды на Марсе?

Многообещающим свидетельством в пользу возможности существования жидкой воды на современном Марсе стали рекуррентные полосы на склонах (recurring slope lineae, или РПС (RSL)), о которых сообщили в 2011 году Альфред Макюэн (планетарный геолог из Аризонского университета в Тусконе, США) и его коллеги.

Рекуррентные полосы (RSL) на Марсе. Чтобы увидеть в этом фото нечто, не напоминающее склонов песчаных сопок с промытыми в них ручьями руслами, нужно отличаться большой оригинальностью

Полосы РПС представляют собой длинные  – в сотни метров и узкие (от нескольких десятков сантиметров до нескольких метров) отметины на крутых склонах, примерно на 40% более тёмные, чем окружающая поверхность. Они достаточно редки и наблюдаются лишь на нескольких участках марсианской поверхности.

Важной особенностью рекуррентных полос является динамичный характер этих образований. Они появляются, растут и исчезают, причём их появление привязано к тёплому времени марсианского года (от поздней весны до ранней осени). Средняя скорость роста РПС составляет около 20 м в день, однако отмечены случаи, когда с РПС не происходило никаких изменений на протяжении нескольких недель.

Не исключено, что иногда длина рекуррентных полос может скачкообразно увеличиваться на полкилометра. Оценка скорости роста затрудняется тем, что интервал между двумя последовательными снимками одной и той же местности довольно велик, от нескольких недель до нескольких месяцев. Если на пути полосы РПС встречается препятствие, она «обтекает» его. Отдельные РПС могут ветвиться и сливаться.

Что представляют с собой марсианские РПС (RSL)

Уверенно отождествлённые РПС встречаются только в южном полушарии Марса, преимущественно на склонах, обращённых к экватору, то есть к Солнцу. Если вспомнить, что РПС наблюдаются, главным образом, в течение марсианского лета, возникает естественное предположение, что их появление требует тепла.

Летняя дневная температура на склонах, обращённых к Солнцу, в южном полушарии составляет 250-300 К (разброс от -20 до +30 градусов по Цельсию), а в северном полушарии летняя температура ниже, поскольку там лето приходится на время прохождения через афелий.

Такой температуры вполне достаточно, чтобы растопить солёную воду (температура замерзания соленой воды может быть значительно ниже нуля)  и дать ей возможность просачиваться и даже стекать вниз по склонам. Поэтому изначально наиболее предпочтительным объяснением природы РПС считалось течение жидкой солёной воды, однако подтвердить это объяснение наблюдениями достаточно сложно.

Интерпретация наблюдений затрудняется тем, что камера высокого разрешения HiRISE на борту Mars Reconnaissance Orbiter (MRO), при помощи которой были обнаружены РПС, не позволяет получать спектры, а спектральный прибор CRISM на борту MRO обладает низким пространственным разрешением — порядка 18 м на пиксел, что существенно превышает ширину РПС. Однако на некоторых участках поверхности Марса РПС настолько многочисленны и располагаются настолько близко друг к другу, что их спектральное исследование оказалось всё-таки возможным.

Исследователь Lujendra Ojha (Georgia Institute of Technology) и его коллеги подобрали несколько участков поверхности Марса, где плотность RSL позволяет получать их спектры в диапазоне от 1 до 4 мкм, в котором можно надеяться увидеть полосы поглощения, связанные с гидратированными солями. В кратере Паликир обнаружены полосы поглощения на длинах волн примерно 1.4, 1.9, 2.15 и 3 микрона, причём полоса на 1.4 мкм (связанная с радикалом OH) наблюдается только ближе к центру РПС (насколько это возможно было оценить по данным для шести пикселов) и пропадает на её периферии.

Ещё одна фотография марсианского ландшафта с RSL. Русла этих «ручьев» постоянно меняются, и хотя пока нам не удалось заснять сам процесс их появления, сомнений вт ом, что они проложены водой (пусть даже очень соленой) – почти нет.

Эта полоса ослабевает по мере испарения воды из соли, поэтому можно предположить, что содержание воды более высоко в центре РПС, что кажется вполне логичным. В окрестностях РПС  за их пределами ни на 1.4 мкм, ни на 1.9 мкм полосы поглощения не обнаружены. В целом, спектр РПС в кратере Паликир наилучшим образом описывается смесью марсианского грунта с гидратированными солями магния — перхлоратом, хлоратом и хлоридом.

В спектрах РПС на склонах центральной горки кратера Хоровиц присутствуют те же полосы поглощения, за исключением полосы на 1.4 мкм (на уровне шума). Здесь спектры соответствуют смеси грунта с перхлоратом натрия. В спектрах РПС на склонах центральной горки кратера Хейл есть полосы на 1.48 мкм и 1.9 мкм, что, как и в случае кратера Паликир, указывает на наличие перхлората магния. В каньоне Копрат обнаружена только полоса на 1.9 мкм, что не позволяет идентифицировать конкретную соль.

Жидкая вода на Марсе: все-таки норма или случайность?

Происхождение предполагаемой марсианской воды объяснить сложно. Хотя значительная часть РПС наблюдается в топографических условиях, допускающих существование грунтовых вод, они встречаются и там, где грунтовые воды маловероятны, например на склонах центральной горки кратера Хоровиц.

Кроме того, прогрев склонов в южном полушарии слишком велик, чтобы под ними на незначительных глубинах мог сохраняться лёд, находящийся в равновесии с атмосферой. Формирование РПС за счёт грунтовых вод должно быть неравновесным процессом, связанным с какими-то подвижками поверхности или миграцией грунтовых вод. Альтернативное объяснение состоит в том, что вода впитывается из атмосферы. Однако в этом случае неясно, достаточно ли воды в атмосфере средних широт южного полушария, чтобы обеспечить появление РПС.

Конечно, вполне возможно, что РПС на разных участках поверхности Марса появляются в результате действия разных механизмов. Отсутствие РПС в северном полушарии может быть связано как с другим, более холодным климатом, так и с особенностями поверхности. Предполагаемые залежи солей различных хлорсодержащих кислот сосредоточены в тёмных областях южного полушария, то есть именно там, где наблюдаются РПС.

В целом, хотелось бы подчеркнуть следующее. Никто пока жидкую воду на Марсе не наблюдал. В спектрах участков поверхности Марса с большим количеством РПС обнаружены полосы поглощения, близкие к полосам поглощения гидратированных солей хлорсодержащих кислот, не более того.

Совпадение времени и места наблюдения указывает, что гидратированные соли появляются на поверхности благодаря РПС. Если речь действительно идёт о жидкой воде, гидратированные соли могут как выноситься этой водой на поверхность, так и появляться в результате пропитывания водой поверхностных хлорсодержащих минералов, но определённо установить их природу можно будет только при помощи более детальных исследований.

источник: http://astrochemistry.ru