Źródło zdjęcia: NASA / JPL
Wędrowcy MER Duch i Szansa, podróżujący teraz po powierzchni Marsa, badają bardziej suchą geografię niż najsuchszą pustynię na Ziemi. Pomimo polarnych czap lodowych i podejrzanych kieszeni ciekłej wody pod powierzchnią Marsa, ilość wody na Marsie jest zaledwie łyżeczką do herbaty w porównaniu z ogromnymi wodnymi rezerwami Ziemi. Dlaczego Mars jest taki suchy?
Wewnętrzne planety naszego układu słonecznego - Mars, Ziemia, Wenus i Merkury - utworzone przez nagromadzenie małych skał i pyłu, które wirowały wokół Słońca w jego najwcześniejszych latach. Jeśli Ziemia i Mars są zbudowane z tego samego pyłu gwiazdowego, powinny urodzić się z mniej więcej tym samym stosunkiem wody.
Wielu naukowców uważa, że kiedyś Mars był bardzo wodnisty, ale utracił oceany z powodu niskiej masy planety. To, w połączeniu z rzadką atmosferą, pozwoliło odparować większość wody na Marsie w kosmos.
Ale według badań Jonathana Lunine'a z Lunar and Planetary Laboratory na University of Arizona, Czerwona Planeta była sucha od samego początku.
Lunine, pisząc w czasopiśmie Icarus w 2003 roku z kolegami Johnem Chambersem, Alessandro Morbidelli i Laurie Leshin, mówi, że Mars był pierwotnie zarodkiem planetarnym. Zasadniczo zarodek planetarny jest bardzo dużą asteroidą, która może być tak masywna jak Merkury lub Mars. Zarodek sprzed Marsa istniał w pasie asteroid, który w tym czasie był szerzej rozproszony w Układzie Słonecznym, rozproszony między Słońcem a 0,5 do 4 jednostek AU. Dziś główny pas asteroid ma około 2 do 4 jednostek AU, położony między Marsem (1,5 AU) a Jowiszem (5,2 AU).
Lunine mówi, że Mars osiągnął swój obecny rozmiar dzięki nagromadzeniu mniejszych asteroid i komet. Mówi, że w porównaniu z tym bardziej masywna Ziemia składa się głównie z dużych zarodków planetarnych zderzających się ze sobą.
„Przypadkiem Marsa nie uderzyły gigantyczne asteroidy, podczas gdy Ziemia była - szczęściarą w porównaniu z nieszczęśliwym pieszym”, mówi Lunine. „Ale Marsa uderzyły znacznie mniejsze ciała, ponieważ jest ich tak wiele”.
Ziemia krąży obecnie wokół Słońca w odległości 1 AU. Lunine mówi, że zarodki planetarne na tej orbicie nie miałyby dużo wody. Na początku ewolucji Słońca, podczas formowania planet, zakurzony dysk otaczający młodą gwiazdę był bardzo gorący. Związki wodonośne nie byłyby w stanie utworzyć się na tym dysku przy 1 AU.
Ponieważ Mars znajduje się dalej od Słońca niż Ziemi i bliżej chłodniejszych, „wilgotnych” obszarów pasa asteroid, logiczne wydaje się, że Mars urodziłby się z większą ilością wody. Jednak Lunine twierdzi, że Mars prawdopodobnie nabył tylko 6 do 27 procent oceanu na Ziemi (1 ocean na Ziemi = 1,5? 1021 kg).
Jest tak, ponieważ niektóre zarodki planetarne, które ostatecznie stanowiły Ziemię, były nasycone wodą. Podczas gdy 90 procent zarodków, które utworzyły Ziemię, pochodziły z regionu 1 AU, a zatem są suche, 10 procent pochodziło z 2,5 AU i poza nią. Zarodki pochodzące z tej odległości miałyby duże zapasy wody. Mniejsze asteroidy przybywające z tej odległości również przyczyniłyby się do zaopatrzenia Ziemi w wodę. Co najwyżej Lunine twierdzi, że tylko 15 procent wody na Ziemi pochodzi z komet.
Tymczasem Mars miał pech, że urodził się jako pojedyncza sucha skała. Mars ostatecznie otrzymał trochę wody w późnej fazie gry formacyjnej, po tym jak jego rdzeń już się uformował i prawie osiągnął obecną masę. Według scenariusza Lunine, Jowisz zyskał także swoją dzisiejszą masę w tym czasie. Grawitacja Jowisza albo zasysała pobliskie asteroidy, albo powodowała, że rozpraszały się na zewnątrz. Proto-Mars jakoś uciekł przed przesunięciem grawitacji Jowisza, ale został zbombardowany przez zewnętrzne asteroidy.
„Uderzenia małych asteroid i komet stanowiły„ późną okleinę ”, która dodawała wodę do Marsa, w przeciwieństwie do Ziemi, gdzie woda była dodawana w wyniku zderzeń z zarodkami wielkości rtęci przez okres wzrostu kilkudziesięciu milionów lat, ”Naukowcy piszą.
Chociaż Mars nie formuje się w swoim modelu komputerowym, naukowcy uważają, że może to odzwierciedlać chaotyczny charakter formacji planetarnej, gdzie kierunki embrionów planetarnych i asteroid są nieprzewidywalne i możliwe są liczne wyniki.
„W budowaniu planet lądowych jest sporo przypadkowości, więc powstanie Marsa, który nie akceptuje wielu planetozymali bogatych w wodę, jest możliwym zjawiskiem” - mówi Alan Boss z Carnegie Institution of Washington. „To może pomóc wyjaśnić niedobór wody we współczesnym Marsie.”
Takie różnice w formowaniu planet mogą również wystąpić między planetami wewnętrznymi innych układów słonecznych. Do tej pory astronomowie znają 104 gwiazdy, które krążą wokół nich. Wszystkie znalezione do tej pory planety pozasłoneczne są gazowymi gigantami, ale wydaje się prawdopodobne, że planety lądowe, takie jak Mars i Ziemia, mogą również krążyć wokół odległych gwiazd, mimo że nie mamy jeszcze technologii ich wykrywania.
Jeśli niektóre wewnętrzne planety lądowe powstają w wyniku zderzeń kilku zarodków planetarnych, podczas gdy inne są zarodkami, które gromadzą tylko wilgotne komety i asteroidy, wówczas planety wokół tych innych gwiazd mogą mieć bardzo różne ilości wody. Lunine sugeruje, że czas i formowanie się gazowych planet gigantów w każdym układzie słonecznym odegra ważną rolę w tym procesie, podobnie jak Jowisz wpłynął na charakter naszego własnego układu słonecznego.
Lunine ma obecnie artykuł w Icarusie, z Tomem Quinnem i Seanem Raymondem z University of Washington, na temat możliwej zmienności obfitości wody dla planet ziemnych wokół innych gwiazd. Ponadto uważnie obserwuje dane zgromadzone przez łaziki MER Ducha i Okazji, a także satelity krążące obecnie wokół Marsa.
„Odyssey, MER i Mars Express określą, ile wody istnieje obecnie, miejmy nadzieję, i zapewnią lepsze ograniczenia w stosunku do ilości wody w przeszłości”, mówi Lunine. „Szczególnie interesują mnie wyniki radaru MARSIS oraz wyniki jego następcy - SHARADA.”
MARSIS to urządzenie radarowe na satelicie Mars Express, które może przeglądać pięć pierwszych kilometrów skorupy marsjańskiej w poszukiwaniu warstw wody i lodu. Włoska agencja kosmiczna planuje latać płytkim radarem podpowierzchniowym, zwanym SHARAD, na orbicie rozpoznawczym Marsa NASA, aby sprawdzić, czy lód wodny występuje na głębokościach większych niż jeden metr. Podczas gdy MARSIS ma większą zdolność penetracji, ma znacznie niższą rozdzielczość niż SHARAD.
Oryginalne źródło: Astrobiology Magazine
