(paradoks o stabilnosti vode na ranom Marsu)
Mars je postao najintenzivnije proučavana planeta u Sunčevom sistemu izuzev, naravno, Zemlje. Iako je u poslednjih 25 godina 25 misija bilo fokusirano na potragu za dokazima o prisustvu tečne vode na ranom Marsu, ostalo je nerešeno pitanje kako je voda uopšte mogla da postoji u uslovima atmosferskih uslova koji tamo vladaju. Sve što smo naučili o Marsu ukazuje da ledena Marsova klima ne bi mogla da održava stabilnu tečnu vodu kroz Marsovu istoriju.
Objavljen u povodu 10-godišnjice rada u kosmosu 'Mars Expressa', ovaj mozaik pokriva dolinuKasei, džinovsku mrežu Marsovih odlivnih kanala. ('Kasei' je 'Mars' na japanskom.) I amater vidi da se ovde nedvosmisleno ukazuju dokazi o tekućoj vodi.
Voda, svuda voda...
Kao što znamo, Mars je danas hladna i suva pustinja, sa 'tankom' atmosferom[1]nesposobnom da održi tečnu vodu na površini. Međutim, postoje brojni dokazi da je na Marsu tekla voda, ali pre oko 4-3,7 milijardi godina (Nojin period[2]). Dokazi koje su prikupili dosadašnji Marsovi orbiteri, roveri i lenderi su geomorfološki (mreže dolina, jezera u kraterima, navodni Severni okean, glacijalni oblici itd.); mineraloški (glineni materijali bogati gvožđem i magnezijumom, sulfati, hloridi, gvožđe-oksidi, oksi-hidroksidi itd.); i izotopski (plemeniti gasovi, vodonik, azot, kiseonik i ugljenik).
Problem #1: Slabo mlado Sunce
U našoj zvezdi energija nastaje nuklearnom fuzijom, u procesu u kome se načelno dva ili više atomskih jezgara kombinuju i stvaraju jedno ili više različitih atomskih jezgara i ostalih subatomskih čestica. Zvezdana nukleosinteza, nuklearni fuzioni proces, predstavlja stvaranje novih atomskih jezgara od postojećih jezgara koji se već nalaze u zvezdama kao što je naše Sunce. Zvezde Glavnogniza, kome pripada i naše Sunce, vremenom evoluiraju, menjajući svoj sastav. To znači da je u prošlosti Sunce moralo da bude manje sjajno nego što je danas, tj. je pre oko 4 milijarde godina (kada je na Marsu postojala tečna voda) imalo samo 75% ovog sjaja koji ima danas. Sa manje toplote sa Sunca[3]bilo je još teže održati vodu na Marsu u stabilnom stanju. Pojedini planetolozi grade hipotezu koja kaže da je Sunce tokom svoje mladosti izgubilo puno mase (možda 2% u prvih 2 milijarde godina), te da je pre toga možda neka druga, mnogo masivnija zvezda, kompenzovala njegov sjaj. Međutim, na osnovu proučavanja obližnjih zvezda sličnih Suncu, zaključeno je da je verovatnoća za tako nešto izuzetno mala.
Problem #2: Marsova orbita
Mars je za oko 50% dalji od Sunca od Zemlje, sa velikom poluoosom od 1,524 AJ, te stoga ima za oko 40% manju insolaciju od Zemlje. Smatra se da je srednja udaljenost Marsa od Sunca konstantna već najmanje 4 milijarde godina. Međutim, ostali aspekti orbite su imali neke varijacije. Ekscentricitet orbite se kretao između 0 (kružna) i 0,125 (nešto eliptičnija od sadašnje vrednosti od 0,0934[4]). Nagib orbite se manjao od 10 do čak 60 stepeni, ili više. Takve varijacije mogu da igraju bitnu ulogu u utvrđivanju najveće letnje temperature na Marsu. Međutim, takve promene imaju malo efekta na ukupnugodišnju solarnu energiju koju prima Mars.
Obzirom na standardne Marsove uslove, preliminarni proračuni predviđaju temperaturniekvilibrijum(Te) od 210 kelvina (-63°C), u slučaju kada bi Mars teorijski bio tako taman da apsorbuje celokupno prispelo solarno zračenje, kao savršeno crnotelo. (On nije savršeno crno telo već reflektuje oko 15% svetlosti koja stiže do njega, ali može da prođe kao 'simplifikacija', kako se to kaže na srpskom.) Da bi tečna voda bila stabilna pri Zemljinim atmosferskim pritiskom, površinska temperatura na Marsu bi morala da bude makar 63°viša, tj. toplija. Šta bi moglo toliko da zagreje mladi Mars?
Najočiglednije rešenje tog problema bi moglo da bude zagrevanje izazvano efektom 'staklene bašte'. Da bi zagrevanje 'staklene bašte' pokrenulo vodeni ciklus na Marsu, potrebno je ispuniti sledeće uslove:
1. Generisati dovoljno toplote i proizvesti padavine;
2. Imati moguće izvore koji proizvode gasove 'staklene bašte';
3. Biti održiv u dovoljno dugom periodu da bi se proizveli vidljivi efekti:
4. Objasniti evoluciju atvosfere od prošlosti do danas.
Može li ugljenikov dioksid da pruži objašnjenje?
Jedan od sigurnih načina da se poveća efekat 'staklene bašte' predstavlja povećanje gustine atmosfere. Ugljen-dioksid (CO2) ubedljivo je najrasprostranjeniji gas u savremenoj atmosferi Marsa. Upravo on čini Veneru tako vrelom. Procenjeno je da je u periodu nastanka Marsove kore oslobođeno od 70 do 13 bara[5]CO2iz unutrašnjosti planete. Kasnije vulkanske i tektonske aktivnosti velikih razmera, poput nastanka ogromnog vulkanskogplatoaTharsis, mogle su da dodaju još oko 1,4 bara CO2u postojeću atmosferu.
Ako je Mars nekada stvarno posedovao tako gustu atmosferu CO2, kamo se ona dela? Morali bi da otkrijemo načine na koji se izgubila i evoluorala u mršavu atmosferu koja vlada danas. Poznati procesi 'bežanja' atmosfere smatraju se kao vrlo neefikasni načini gubitka i mogu da dosegni maksimalni gubitak pritiska CO2od oko 100 mbara tokom poslednjih 3,8 milijardi godina. Preostali CO2bi mogao da bude zakopan u Marsovoj kori u vidu karbonatnih jedinjenja. Površinski karbonati se uobičajeno ne traže na Marsu, barem ne iz orbite, mada velike naslage karbonata mogu da budu sakrivene tamo gde ih orbiteri ne mogu da vide.
Jedan od načina da solarni vetar oduva planetni atmosferu je proces zvan 'sputtering'. Najpre ultraljubičasto Sunčevo svetlo izbija elektrone iz atmosferskih atoma i molekula u gornjim slojevima Marsove atmosfere, stvarajući električki naelektrisane jone (levo). Oni bivaju odnešeni solarnim vetrom (sredina), potpomognuti Sunčevim magnetnim poljem. Kako se solarni vetar pod uticajem polja pomera, on odvlači i jone. Neki od njih se vraćaju nazad u atmosferu velikom brzinom (desno). Tamo se sudaraju sa prirodnim atomima i molekulima i izbacuju ih napolje.
Jedinstven pristup proceni drevnog atmosferskog pritiska predstavlja merenja veličine kratera rasutih po drevnom terenu. Deblja atmosfera bi spalila brojne male impaktore pre nego što bi ovi udarili o tlo, tako da prečnici manjih kratera mogu da dovedu do procene gustine atmosfere. Studije bazirane na tom principu sugerišu da je gornja granica atmosferskog pritiska bila od 0,9 do 3,8 bara pre oko 3,8 mld. godina. Ali otkriti tačan pritisak koji je vladao u prošlosti složen je zadatak. Međutim, na osnovu svih procena obavljenih do sada, Mars je tokom najvećeg dela drevne Nojine ere posedovao atmosferu od oko 1-2 bara.
Ali postoji jedan problem sa gustom CO2atmosferom. Revolucionarna studijao faznim promenama CO2je pokazala sa CO2može značajno da poveća planetni albedo, što bi dovelo do kondenzovanja suvog leda (čvrstog CO2), a to bi umanjilo zagrevanje planete izazvano efektom 'staklene bašte'. Taj rezultat je testiran i potvrđen i drugim metodama.
Pomoć drugih gasova
Međutim, CO2bi mogao da poveća atmosfersku temperaturu ako bi imao izvesnu pomoć. Zagrevanje 'staklene bašte' od CO2je neefikasno na određenim talasnim dužinama, pretežno oko 10-25 mikrona, u termičkom infracrvenom delu spektra u kome je ugljen-dioksid providan. Stoga bi sledeći korak predstavljalo pronalaženje nekih drugih gasova 'staklene bašte' koje mogu da efikasno vrše apsorbciju u 'prozorima' koje pravi CO2. Na prvi pogled se čini da je vodena pada dobar izbor, ali se ispostavlja da je njen efekat ograničen na nižim temperaturama. Pomoć od vodene pare daje temperaturni ekvilibrijum od 225 kelvina (-48°C), što nije dovoljno toplo da održi vodu u tečnom stanju na površini ranog Marsa.
Mnogo je učinjeno u traženju prave kombinacije stakleničkih gasova kako bi se postiglo zagrevanje rane Marsove klime. Metan (CH4) je izuzetno moćan staklenički gas na Zemlji danas, ali ne pomaže mnogo na Marsu jer je najefikasniji van 'prozora' CO2o kojem smo raspravljali ranije. S druge strane, nađeno je da vodonik (H2) uzrokuje značajno povećanje temperature zemaljske atmosfere kada je prisutan s gasovima kao što su azot i ugljenikov dioksid. Kombinacija tih gasova sa H2može da u CO2'prozoru' omogući apsorpciju energije pomoću H2. Međutim, postoji mali problem. Smatra se da je Marsov plašt (deo kore) oksidirao i stoga nije mogao da oslobodi previše H2. Izvode se istraživanje kako bi se pronašli alternativni načini proizvodnje H2koji bi mogli da riješe ovu zagonetku. Efikasnost oblaka vodene pare i H2O kao Marsovih gasova 'staklene bašte' trenutno se razmatra i zato zahtevaju buduća istraživanja.
Marsova kora je obogaćena sumporom, što motiviše proučavanje gasova koji sadrže sumpor, kao što su sumporni dioksid (SO2) i sumporovodik (H2S), koji su staklenički gasovi na Marsu. SO2, ako je prisutan u Marsovoj atmosferi sa oko 10 dijelova na milion, može da se ponaša kao umereno efikasan staklenički gas, dok je H2S znatno slabiji agens u zagrevanju. Međutim, SO2može da se raspadne u atmosferi Marsa, a istraživanja su utvrdila da je njegov vek trajanja ograničen na nekoliko stotina godina. Osim toga, SO2može oblikovati sulfatne aerosole koji reflektiraju više svetlosti povećavajući albedo i time efikasno hladiti planetu.
Naše sadašnje razumijevanje klime ranog Marsa je nepotpuno. Dokazi o prisutnosti tekuće vode na površini nas gledaju u lice. Međutim, ne možemo da objasnimo kako je sve to teklo. Potrebna su daljnja istraživanja kako bi se objasnili klimatski uslovi koji su omogućili stabilizaciju tekuće vode na ranom Marsu.
[1]Atmosfera jeste sto puta ređa nego na Zemlji, ali je mnogo deblja od naše. Inače, prosečna temperatura na Marsu je oko -60°C (na polovima -125°, a na ekvatoru tokom dana tokom leta +20°).
[2]Drugi najstariji geološki period u istoriji Marsa. U korenu je ime iz Biblije, Noje (onaj s barkom). Tokom ovog perioda nastali su najveći kratri, jer je to bio period tzv. Kasnog teškog bombrdovanja, čije tragove imamo i na Zemlji, Mesecu itd.
[3]Zbog dalje orbite, Mars danas prima u proseku samo ~43% one energije sa sunca koju mroma naša planeta.
[4]Ovo je – sem Merkura – najveći ekscentricitet među planetama, što dovodi do velike razlike između afela i perihela – 1,6660 i 1,3814 AJ.
[5]Danas Marsova atmosfera stvara prosečan pritisak od samo 6 milibara, tj. oko 0,6% našeg pritiska, što je jedno 55 puta manje nego na vrhu Mont Everesta.
