Группа исследователей во главе с Томохиро Усуи (Tomohiro Usui) из Токийского технологического института (Япония) провела анализ соотношения тяжёлого (дейтерия) и обычного водорода в материалах известных марсианских метеоритов и пришла к выводу, что история воды на Марсе имеет ряд черт, которые трудно объяснить, исходя из сегодняшних данных по его геологической истории.
Доля дейтерия в нынешней марсианской воде в несколько раз выше, чем в океанах Земли, что указывает на иную историю тамошней воды в целом, просто в силу того, что дейтерий тяжелее и потерять его планете труднее, чем более лёгкий изотоп. С одной стороны, совершенно ясно, что из-за втрое более низкой гравитации Красная планета быстро теряла водяной пар, и, по современным представлениям, некогда существовавшие там океаны просто ушли в космос. Но это взгляд на проблему водяных паров в атмосфере Марса земных телескопов. А вот марсианские метеориты, вырванные с поверхности планеты мощными астероидными ударами, определённо могут иметь другое соотношение дейтерия и обычного водорода — ведь для них фактор веса молекулы далеко не так значим.
Изучив такие метеориты, японцы пришли к выводу, что, судя по соотношению дейтерий/водород, самое интенсивное время потери водяного пара для Марса пришлось на период до Ноевой геологической эпохи (примерно 4,1–4,5 млрд лет назад). Согласно вычислениям, в эту пору вода уходила в космос так интенсивно (не менее 41–99 метров в среднем для поверхности планеты), что основная часть всех потерь этого соединения за всю историю четвёртой планеты пришлась именно на те далёкие 400 млн лет, а за последовавшие 4,1 млрд лет расход оценивается в диапазоне 10–53 м, то есть в единицу времени убыль сократилась в десятки раз.
Учёные воздерживаются от решительных выводов о причинах столь странной ситуации. Однако само собой напрашивается предположение о том, что причиной могло стать присутствие большого количества паров воды в верхних слоях марсианской атмосферы, которые сейчас, напротив, чрезвычайно сухи. Чтобы вода оказалась в таких местах, на поверхности планеты должны были существовать палеоокеаны, причём, возможно, с редко замерзающей поверхностью.
Но более интересными кажутся выводы не о прошлом, а о настоящем марсианской воды. Подчёркивается, что судить о её первоначальном количестве на нынешнем этапе совсем непросто, так как бассейны палеоокеанов можно определить только косвенно, по остаточным следам их воздействия на марсианский рельеф. Тем не менее, утверждают учёные, кое-какие выводы сделать всё же можно.
Скорость потери воды, которую можно воссоздать по соотношению изотопов в марсианских метеоритах разного возраста, указывает на то, что значительная часть исходной H2O всё ещё находится на Марсе. Согласно приводимой оценке, её количество в несколько раз больше того объёма, который связан в нынешних ледовых шапках Марса, видимых из космоса. Не вполне ясно, где эта вода находится, хотя авторы полагают, что она, по всей видимости, располагается под поверхностью планеты. Сложнее разобраться с тем, находится ли она в твёрдом состоянии (лёд) или, напротив, в жидком. Без проведения исследований «на месте» решить что-то окончательно трудно. Что интересно, общий объём «невидимой воды» оценивается исследователями от 100 до 1 000 метров (в перерасчёте на всю поверхность планеты), что, по меркам Солнечной, не так уж мало и, по идее, из твёрдых планет уступает только Земле. В случае если количество воды на Марсе приближается к верхней границе рассчитанного диапазона, получается, что средняя толщина водного слоя там лишь в несколько раз уступает земному.
Среди прочих факторов, облегчающих анализ ситуации, авторы упоминают такой: потеря воды в верхних слоях атмосферы требует предварительного расщепления её молекул ультрафиолетом на водород и кислород. Первый благодаря низкой массе свободно покидает планету, а вот у второго такой возможности нет. В итоге он может быть связан (если исходить из отсутствия на Марсе жизни), по сути, лишь одним путём — окислением либо поверхностных пород Марса, либо газов, выброшенных тамошним вулканизмом в атмосферу.
Скорость такого окисления сравнительно легко подсчитать, да и особо активного вулканизма от этой планеты ожидать затруднительно. И вот здесь начинаются сложности. Тот объём водопотерь, который получается у авторов исследования, требует исчезновения из марсианской атмосферы большого количества свободного кислорода. Для этого газ должны связать горные породы, но на Марсе окисление просто не могло идти с такой скоростью, чтобы весь этот кислород успел «потеряться». Очевидно, полагают авторы, здесь существует некий иной источник связывания свободного кислорода, и его лишь предстоит обнаружить.
Доля дейтерия в нынешней марсианской воде в несколько раз выше, чем в океанах Земли, что указывает на иную историю тамошней воды в целом, просто в силу того, что дейтерий тяжелее и потерять его планете труднее, чем более лёгкий изотоп. С одной стороны, совершенно ясно, что из-за втрое более низкой гравитации Красная планета быстро теряла водяной пар, и, по современным представлениям, некогда существовавшие там океаны просто ушли в космос. Но это взгляд на проблему водяных паров в атмосфере Марса земных телескопов. А вот марсианские метеориты, вырванные с поверхности планеты мощными астероидными ударами, определённо могут иметь другое соотношение дейтерия и обычного водорода — ведь для них фактор веса молекулы далеко не так значим.
Изучив такие метеориты, японцы пришли к выводу, что, судя по соотношению дейтерий/водород, самое интенсивное время потери водяного пара для Марса пришлось на период до Ноевой геологической эпохи (примерно 4,1–4,5 млрд лет назад). Согласно вычислениям, в эту пору вода уходила в космос так интенсивно (не менее 41–99 метров в среднем для поверхности планеты), что основная часть всех потерь этого соединения за всю историю четвёртой планеты пришлась именно на те далёкие 400 млн лет, а за последовавшие 4,1 млрд лет расход оценивается в диапазоне 10–53 м, то есть в единицу времени убыль сократилась в десятки раз.
Учёные воздерживаются от решительных выводов о причинах столь странной ситуации. Однако само собой напрашивается предположение о том, что причиной могло стать присутствие большого количества паров воды в верхних слоях марсианской атмосферы, которые сейчас, напротив, чрезвычайно сухи. Чтобы вода оказалась в таких местах, на поверхности планеты должны были существовать палеоокеаны, причём, возможно, с редко замерзающей поверхностью.
Но более интересными кажутся выводы не о прошлом, а о настоящем марсианской воды. Подчёркивается, что судить о её первоначальном количестве на нынешнем этапе совсем непросто, так как бассейны палеоокеанов можно определить только косвенно, по остаточным следам их воздействия на марсианский рельеф. Тем не менее, утверждают учёные, кое-какие выводы сделать всё же можно.
Скорость потери воды, которую можно воссоздать по соотношению изотопов в марсианских метеоритах разного возраста, указывает на то, что значительная часть исходной H2O всё ещё находится на Марсе. Согласно приводимой оценке, её количество в несколько раз больше того объёма, который связан в нынешних ледовых шапках Марса, видимых из космоса. Не вполне ясно, где эта вода находится, хотя авторы полагают, что она, по всей видимости, располагается под поверхностью планеты. Сложнее разобраться с тем, находится ли она в твёрдом состоянии (лёд) или, напротив, в жидком. Без проведения исследований «на месте» решить что-то окончательно трудно. Что интересно, общий объём «невидимой воды» оценивается исследователями от 100 до 1 000 метров (в перерасчёте на всю поверхность планеты), что, по меркам Солнечной, не так уж мало и, по идее, из твёрдых планет уступает только Земле. В случае если количество воды на Марсе приближается к верхней границе рассчитанного диапазона, получается, что средняя толщина водного слоя там лишь в несколько раз уступает земному.
Среди прочих факторов, облегчающих анализ ситуации, авторы упоминают такой: потеря воды в верхних слоях атмосферы требует предварительного расщепления её молекул ультрафиолетом на водород и кислород. Первый благодаря низкой массе свободно покидает планету, а вот у второго такой возможности нет. В итоге он может быть связан (если исходить из отсутствия на Марсе жизни), по сути, лишь одним путём — окислением либо поверхностных пород Марса, либо газов, выброшенных тамошним вулканизмом в атмосферу.
Скорость такого окисления сравнительно легко подсчитать, да и особо активного вулканизма от этой планеты ожидать затруднительно. И вот здесь начинаются сложности. Тот объём водопотерь, который получается у авторов исследования, требует исчезновения из марсианской атмосферы большого количества свободного кислорода. Для этого газ должны связать горные породы, но на Марсе окисление просто не могло идти с такой скоростью, чтобы весь этот кислород успел «потеряться». Очевидно, полагают авторы, здесь существует некий иной источник связывания свободного кислорода, и его лишь предстоит обнаружить.
[ Регистрация | Вход ]