Узкие овраги на марсианских склонах

1.3. Узкие овраги на марсианских склонах

 

Перемещение больших масс грунта — по-видимому, тонких фракций песка по склону, происходящее в современную эпоху — доказывает и прекрасно иллюстрирует рис. 8, где в нижней части снимка видны размытые валы осыпавшегося материала. Ширина участка на снимке около 3 км. Валы сыпучего материала огибают остатки прежнего рельефа, оставляя обнаженный склон. Такие же осыпи можно видеть и в других районах Марса; они известны со времен миссии «Viking» (1976 г.).

 

 

112411 1317 9 Узкие овраги на марсианских склонах

Рис. 7. Термодинамические условия существования льда, пара и воды на Марсе. Кружок в центре соответствует давлению 6.1 мб. Условия существования воды в жидком виде на поверхности Марса отражает небольшая центральная часть диаграммы с горизонтальной штриховкой. Структура диаграммы, соотношение шкал давления/глубины и среднегодовые температуры для широт 30° и 70° по: (Stewart, Nimmo, 2002).

 

 

 

112411 1317 10 Узкие овраги на марсианских склонах

Рис. 8. Осыпи грунта и нитевидные овраги (показаны стрелками) на склоне кратера на Марсе (424°S, 158.2°W). Овраги похожи на следы земных горных рек, но в отличие от земных оврагов, они не расширяются, а сужаются вниз по склону (MGS МОС Release No. МОС2-320, NASA/JPL/MSSS).

 

Но наряду с осыпями сыпучего материала, на рис. 8 можно видеть не отмечавшиеся прежде (из-за недостаточного разрешения) образования. Это тонкие нитевидные километровые овраги или борозды, спускающиеся по склону (показаны стрелками на рис. 8). Их ширина в узкой части составляет всего десятки и единицы метров. Овраги очень похожи на промоины земных горных рек или ручьев, но в отличие от земных оврагов, они не расширяются, а сужаются вниз по склону. Поэтому они не могли возникнуть под действием камнепада или крупномасштабного селя. Тем более они не могли образоваться под действием пылевых оползней, которые засыпают все овраги. Зато именно жидкие потоки (воды или какой-то другой жидкости) легко могли бы образовать такие промоины. В работах (Maiin, Carr, 1999; Malin, Edgett, 2000) указывается именно на источники грунтовой воды как среды, формирующей овраги, промоины и другие образования такого рода на Марсе. По их данным, узкие овраги или протоки достаточно часто встречаются в полосе широт 30°N-70°S. Они морфологически подобны склоновым руслам земных рек и не перекрываются более поздними образованиями (такими как песчаные дюны). Ширина (и, вероятно, глубина) оврагов близка к 10-20 м, а протяженность составляет от нескольких сотен метров до километров (Malin, Edgett, 2000). Авторы еще одной работы на ту же тему (Palermo et al., 2001) обработали сотни снимков камеры МОС и также получили доказательства современных следов грунтовых вод. Их источники, согласно обеим работам (Malin, Edgett, 2000; Palermo et al., 2001), находятся на крутых склонах долин и кратеров, на глубине 150-500 м под уровнем окружающей поверхности. Но по данным второй работы (Palermo et al., 2001) широта районов, где в основном сосредоточены источники, лежит в пределах от 30°S до 30°N.

 

112411 1317 11 Узкие овраги на марсианских склонах

Рис. 9. Склон кратера с протоками на Марсе (39°S, I66°W). В правой нижней части снимка бассейн шириной около 600 м (MGS МОС Release No. МОС2-320, NASA/JPL/MSSS)

 

На рис. 9 представлен другой район с подобными оврагами. Их ширина от единиц метров до 10-20 м. Они также не расширяются, а сужаются вниз по склону. На первый взгляд, это кажется парадоксальным, если овраг образован потоком. Но можно предложить простое объяснение: если грунтовая вода действительно образовала ключ и поток вышел на склон и устремился вниз, то в условиях Марса масштаб развивающейся промоины будет зависеть, прежде всего, от температуры поверхности и температуры потока.

Описываемые Э. Палермо и др. (Palermo et al., 2001) объекты обнаружены, в основном, в полосе широт ± 20-30°. Если температура поверхностного слоя составляет типичные для экваториальной зоны Марса 240-260 К или ниже, поток, спускаясь по склону, должен постепенно впитываться в сухой морозный грунт и замерзать. Образуется ложе канала из промерзшего грунта, по которому поток устремляется дальше, впитываясь, наращивая промерзшее ложе и охлаждаясь. Поэтому, в отличие от земных склоновых рек, потоки на Марсе сужаются, спускаясь по склону. При переходе воды с температурой 0 °С в фазу льда выделяется почти 80 ккал/кг. Теплоемкость грунта близка к 0.2, поэтому промерзшее ложе потока может получиться достаточно толстым, если ключ существует достаточно долго. Как ведет себя грунт Марса при увлажнении и сколько при этом поглощается тепла, точно не известно, но баланс отдаваемого тепла должен включать текущие теплопотери в образующемся ледяном ложе канала и более медленные процессы излучения и отдачи тепла в атмосферу. Температура истекающей воды также неизвестна, но она не может быть высокой, и, как показано выше, энтальпия воды не играет существенной роли.

Часто утверждается, что жидкая вода на поверхности Марса немедленно испаряется. Это недоразумение. Роль испарения пренебрежимо мала и ее нетрудно оценить. Пусть давление р в данном районе составляет 8 мб, а температура кипения Т(р) = 4 °С, согласно рис. 7. При температуре TL потока, например, 10 °С, истекающая вода должна кипеть, с уменьшением ее энтальпии. Какая-то доля потока будет потеряна при испарении с понижением его температуры до Тs(р) = 4 °С (или до 0 °С при давлении 6.1 мб) и с прекращением кипения. Поскольку теплота парообразования составляет q = 539 ккал/кг, а теплоемкость сaq = 1 ккал/(кг °С),

 

N =[TL-Ts(p)]caq/qv.

 

 

Роль испарения в этом примере сведется к тому, что потерянная часть N составит 1.1 %. Таким образом, сколько-нибудь значительная часть истекающей воды испариться не может.

Рис. 9 представляет склон кратера, богатого склоновыми протоками. В нижней части снимка находится изрезанной формы бассейн. Внешняя граница бассейна выделяется светлой окантовкой. Вероятно, это ледяная кромка. Поверхность бассейна, по сравнению с примыкающей поверхностью, гладкая; возможно, это лед. В верхней (по снимку) части бассейна видны два-три следа, соответствующие многократному понижению уровня поверхности. Сток воды через края бассейна образовал второй, внешний контур (в нижней части снимка). Два таких же, но меньших по размерам контура можно видеть в левой части снимка. Источников жидкой фазы, пополняющих бассейн, на снимке видно несколько. Вероятно, главный источник находится справа над бассейном. Это вытянутое образование с шестью на-правлеными вниз отростками. По-видимому, вода стекает вдоль отростков. Более мелкие структуры того же вида видны слева над бассейном и, вероятно, связаны с наиболее широким протоком вдоль склона. Форма промоин на рис. 9, соответствующая крутому склону, указывает, что поток должен нести с собой значительное количество грунта. Горизонтальная ось снимка около 1500 м. Размер бассейна около 600 и, а площадь около 0.3 км2.

 

112411 1317 12 Узкие овраги на марсианских склонах

Рис. 10. Протяженность следа потока на склоне Марса (см. рис. 9) достигает 6 км. Для земных грунтов потемнение соответствует увлажнению. Предположительно, темный след относится к более позднему источнику (MGS МОС M0807686b. NASA/JPL/MSSS).

 

Никакие песчаные запруды на Марсе не смогли бы удержать большие массы воды, даже с учетом втрое более низкой силы тяжести на планете. Но если грунт очень холодный, поступающая вода, впитываясь в морозный грунт, могла бы быстро создать чаши изо льда и промерзшего грунта, обладающие определенной прочностью. По существу, это тот же предложенный выше механизм, который объясняет сужение протоков вдоль склона.

Возраст образований на рис. 9 не может быть большим. Вполне вероятно, что комплекс источников и бассейн действуют в наши дни. На это указывает чистая (без отложений пыли), насколько можно судить по снимку, кромка бассейна, примыкающий к нему второй контур и четкие нитевидные протоки на склонах. В ряде случаев наблюдаются следы потоков, уходящие на несколько километров, а также повторно появляющиеся свежие следы, пересекающие прежние истечения (рис. 10). Подобных образований найдено много (Ксанфомалити, 2003). Жидкая вода локально появляется во многих точках планеты, спорадически или даже периодически, хотя в целом бюджет жидкой воды на Марсе весьма ограничен.

 

 

1.4. Поиск следов жизни на Марсе: заключение

 

Итак, длительные поиски обитаемости Марса положительных результатов пока не дали. На какой-то стадии исследований утверждалось, что важным шагом было бы обнаружение на Марсе воды в жидкой фазе. Но и после этого задача осталась столь же далекой от разрешения, а никаких следов жизни найти не удается.

Это следует считать удивительным, так как в последние десятилетия было доказано, что планеты постоянно обмениваются осколочным материалом (Melosh, 1984), образующимся при ударах крупных метеоритов. Результаты поиска следов жизни в марсианских SNC метеоритах широко известны (McKay et al., 1996). Материал с поверхности Земли в эпоху интенсивной метеоритной бомбардировки также выбрасывался в космос в виде вторичных метеоритов и нес в себе элементы земной биосферы. Поэтому метеориты, подобные марсианским SNC, попадали не только с Марса на Землю, но и с Земли на Марс. Если учесть, что присутствие микроорганизмов на земных образцах неизбежно, а на Марсе следы их не находят, уместен вопрос: не обладает ли Земля каким-то исключительным свойством, которое нас окружает, но которого мы не замечаем?


Найти на unnatural: Узкие овраги на марсианских склонах
Автор: admin | 27 Ноябрь 2011 | 171 просмотров

Новые статьи:

Оставить комментарий:

Все размещенные на сайте материалы без указания первоисточника являются авторскими. Любая перепечатка информации с данного сайта должна сопровождаться ссылкой, ведущей на www.unnatural.ru.
Rambler's Top100