Океан на Марсі: міф або реальність?

Три дослідника зробили найбільш помітний внесок у ранні телескопічні спостереження Марса.

Астроном Дж.Скіапареллі (1835-1910) в 1877 р. склав першу карту просторового розподілу альбедних деталей поверхні Марса. Серед них відзначалися загадкові, темні та протяжні утворення. Телескопічні спостереження Марса в цей ранній період досліджень мали низьку просторову роздільну здатність і дозволяли розрізняти на поверхні планети деталі поперечником не менше сотень кілометрів. Відкриття Скіапареллі майже збіглося в часі із завершенням будівництва Суецького каналу в 1869 р. Можливо, такий збіг вплинув на інтерпретацію деталей поверхні, і вчений висунув гіпотезу штучного походження темних деталей, назвавши їх каналами, які прорили, природно, марсіани.

Цю гіпотезу підхопив і довів до абсурду американський підприємець і астроном-любитель П. Лоуелл (1855-1916). На зорі XX ст. (1906 і 1908 рр.) він опублікував дві книги, в яких навів нову, повністю спекулятивну, карту геометрично правильної мережі каналів і однозначно стверджував, що канали Марса мають штучне походження і створені високорозвиненою марсіанською цивілізацією. Ідея населеності Марса, і не просто населеності, а саме існування на ньому технологічної цивілізації, була настільки популярна, що на початку 20-го століття мало хто сумнівався в швидкому встановленні контакту з нею. Похмурою ілюстрацією цих очікувань послужив знаменитий роман Г. Веллса «Війна світів».

Серйозні вчені, однак, продовжували неупереджене дослідження планети, і один з них — Е. Антоніаді (1870-1944) — опублікував в 1909 р. ще одну карту Марса, на якій, природно, не було каналів — головного доказу існування розумного життя. Спостереження Антоніаді та інших дослідників зруйнували гіпотезу про марсіанську цивілізацію. Проте можливість населеності Червоної планети залишається реальністю, так як Марс — єдина з планет земної групи (за винятком, зрозуміло, Землі), де умови, хоча і суворі, теоретично допускають існування життя. Ця ідея — основний стрижень сучасних досліджень Марса.

Історія досліджень Марса міжпланетними експедиціями

З початком космічної ери і здійсненням далеких міжпланетних експедицій з’явилася можливість систематично вивчати поверхню Марса з високою просторовою роздільною здатністю. Однією з мотивацій першої експедиції серії Mariner до цієї планети в 60-х роках минулого століття став пошук можливих слідів вимерлої цивілізації. А раптом? Адже дозволу телескопічної зйомки було явно недостатньо для виявлення таких слідів.

Зображення, передані апаратами місії Mariner і які покривали далеко не всю поверхню, показали, що вона в основному кратерована і якоюсь мірою нагадує місячну. Слідів цивілізації на знімках не було, зате були форми рельєфу, які могли вказувати на діяльність води далеко за межами полярних шапок як в даний час, так і в геологічному минулому. Це стало відкриттям колосальної наукової важливості, бо вода — необхідна умова існування життя, якою ми її знаємо на Землі.

У 1975 р. була реалізована одна з найбільш вдалих експедицій до Марсу — Viking. До її складу входили орбітальні апарати, що спускаються. Перші покрили зйомкою високої просторової роздільної здатності (номінальна роздільна здатність — близько 200 м/пкс, але були і знімки з роздільною здатністю кілька метрів) практично всю поверхню планети. Передані зображення показали наявність на поверхні форм рельєфу, пов’язаних з вулканічною, тектонічною та вітровою діяльністю, і повну відсутність безсумнівних техногенних форм.

Один з найважливіших результатів зйомки — встановлення того, що водні і, можливо, льодовикові процеси дуже широко поширені на поверхні планети. Було підтверджено, що знімки місії Mariner з водними формами рельєфу показали не щось екзотичне, а звичайні утворення марсіанської поверхні. Крім того, розміри структур водно-льодовикового походження (до тисяч кілометрів у довжину) вказували на те, що вода на Марсі не просто є, а її багато.

Спускаються апарати серії Viking передали панорами поверхні Марса (на диво схожі) в двох віддалених один від одного точках, провели вимірювання хімічного складу грунту і виконали комплекс метеорологічних спостережень. Одним з головних експериментів на апаратах став пошук слідів життя (хоча б мікроорганізмів) за допомогою хіміко-біологічних досліджень. Позитивних результатів ці експерименти не дали.

Справжній розквіт в дослідженнях Марса настав після 1996 р., коли група вчених під керівництвом Д. Мак-Коя опублікувала статтю про знахідку в одному з марсіанських метеоритів (ALH 84001) утворень, що нагадують бактерії. Це відродило ідею населеності Марса, згаслу після отримання даних експедиції Viking. Думки про природу об’єктів, знайдених Мак-Коєм і його колегами, розділилися. Хтось вважав їх доказом населеності Марса хоча б у далекому минулому (вік метеорита оцінюється в 4,5 млрд років), хтось вважав їх мінеральними об’єктами абіогенного походження. Пізніше в одному з місячних метеоритів виявили утворення, схожі на ті, що зробили унікальним марсіанський метеорит. Як би там не було, об’єкти, знайдені в ALH 84001, спровокували посилений інтерес до досліджень Марса як з орбіти, так і на поверхні.

У липні 1997 р. на Червоній планеті запрацював перший марсохід — Pathfinder, який провів серію визначень хімічного складу ґрунту і передав на Землю панорами поверхні Марса [1]. Результати, отримані марсоходом, дозволили припустити наявність андезитового вулканічного матеріалу, невідомого раніше за межами Землі.

У вересні того ж року на орбіту вийшов апарат Mars Global Surveyor з комплексом приладів на борту, які провели дуже точні заміри висоти поверхні і отримали її зображення у видимому (з роздільною здатністю в кілька метрів) та інфрачервоному діапазонах. Результати експедиції дозволили скласти точну глобальну карту рельєфу Марса і приступити до фотогеологічного аналізу поверхні з високим ступенем детальності.

У жовтні 2001 р. на орбіті Марса з’явився супутник Odyssey з детекторами гам- і нейтронного випромінювання, а також з системою отримання зображень в тепловому і видимому діапазонах. Детектор нейтронів видав результат фундаментальної важливості: вперше було отримано практично прямий доказ наявності великої кількості (до 50 вага.% у високих широтах) води на Марсі, про присутність якої раніше можна було тільки здогадуватися, спираючись на інтерпретацію особливих форм рельєфу.

У грудні 2003 р. на орбіту вийшов космічний апарат Mars Express, обладнаний камерою високої роздільної здатності, набором спектрометрів і довгохвильовим радаром. Камера дозволила проводити детальний (з роздільною здатністю в кілька десятків метрів) фотогеологічний аналіз в великих регіонах. За допомогою спектрометрів вперше було встановлено наявність глин на поверхні Марса, що свідчило про існування там хімічного вивітрювання. Радарна система допомогла побачити в розрізі верхню частину кори Марса і, зокрема, простежити підошву полярних шапок.

У січні 2004 р. почалася епопея двох марсоходів — Spirit і Opportunity. Перший опустився на дно кратера Гусєв, де, за морфологічними даними, передбачалася наявність озерних відкладень. Але вони не були виявлені. Opportunity почав свою роботу в регіоні, де не очікувалося знайти відкладення, пов’язані з водною діяльністю. Однак марсохід передав зображення і проаналізував потужні товщі осадових порід водного походження.

З 25 травня по 2 листопада 2008 р. в північній полярній області Марса працював стаціонарний апарат Phoenix, основним завданням якого були детальне дослідження властивостей ґрунту і спостереження за умовами на поверхні. Кінцева мета цієї експедиції — оцінка придатності приполярних областей Марса для життя мікроорганізмів. Однозначну відповідь на це питання так і не отримали. Головним же результатом місії стало виявлення льоду води біля самої поверхні, що повністю узгоджується з результатами нейтронного детектора на апараті Mars Odyssey.

У березні 2006 р. на орбіту вийшов апарат Mars Reconnaissance Orbiter (MRO), на борту якого була встановлена камера, що дозволяє бачити поверхню планети з просторовою роздільною здатністю 25-30 см. Такий дозвіл практично наближає фотогеологічні спостереження з орбіти до польових. Крім того, на апараті стоять високоточні спектрометри, які дають можливість характеризувати мінеральний склад поверхні в точній ув’язці з геологічними об’єктами. Дані експедиції MRO показали широке поширення на поверхні Марса мінералів (наприклад, філлосилікатів), що утворюються при безпосередній участі води.

Таким чином, наявність води на Марсі — точно встановлений науковий факт. Сучасні умови на Марсі (середньорічна температура приблизно − 50 ° С і атмосферний тиск 6 мбар), однак, різко обмежують можливість існування рідкої води на його поверхні. Швидше за все, спостережувані форми рельєфу і водні мінерали утворилися в інші епохи. В які? Як змінювалася діяльність води з плином часу? Ці питання мають фундаментальне наукове значення, оскільки пов’язані зі змінами клімату Марса і його потенційною населеністю.

Серед різноманітних водно-льодовикових форм рельєфу найбільш вражаючі так звані канали закінчення (рис. 1). Це каньйони глибиною кілька кілометрів, шириною десятки і сотні, а довжиною — тисячі кілометрів. Для формування таких структур необхідна кількість води, що вимірюється мільйонами кубічних кілометрів. Яка доля води, яка прорізала такі канали? Де вона накопичувалася і накопичувалася взагалі або просочувалася в грунт і захоронювалася в підповерхневих шарах?

Ріс. 1. Мозаїка знімків спектрометра THEMIS (Thermal Emission Imaging System), встановленого на космічному апараті Mars Odyssey. Теплова зйомка в денний час марсіанської доби. Ліворуч — канал закінчення (долина Касей), що відкривається в рівнину Хріса (за нижнім краєм знімка). Стрілки показують напрямок течії води. Пунктирні лінії відзначають край берегового поступу каньйону. Справа — топографічна карта MOLA (Mars Orbiter Laser Altimeter), накладена на мозаїку знімків THEMIS. Холодні тони — зниження рельєфу, теплі — підвищення, червоні плями у верхньому лівому кутку — вулкани Патера Альба і Олимп. Пунктиром позначено приблизні межі рівнин Утопії та Ацидалії. Ацидалія розташована біля рівнини Хріса, куди відкриваються найбільші на Марсі канали закінчення. Зеленим показана формація Вастітас Бореаліс [2]. Тут і далі фото NASA (pds.jpl.nasa.gov)

Канали закінчення — великі форми рельєфу, і їх на поверхні Марса небагато. Найбільша система каналів розташована в північній півкулі і відкривається в стародавній ударний басейн — рівнину Хріса, яка, в свою чергу, являє собою «затоку» великої північної рівнини (див. рис. 1). Отже, якщо з каналів закінчення виносилася велика кількість води, то в кінцевому підсумку вона повинна накопичуватися (або не накопичуватися?) в межах північних рівнин.

Північний океан Марса: гіпотеза

Фотогеологічний аналіз знімків, переданих орбітальними апаратами Viking, дозволив встановити двобічну будову поверхні Марса — її морфологічну дихотомію. Поверхня планети складається з сильно кратерованого і високо стоїть південного материка і слабо кратерованої північної рівнини, яка розташовувалася на низьких топографічних рівнях. У багатьох місцях ці два головних типи місцевості Марса розділені пологим регіональним поступом висотою в сотні метрів — дихотомічним кордоном. При детальному аналізі знімків однієї з її ділянок американський геолог Т. Паркер і його колеги [3, 4] помітили, що до поступки з боку північних рівнин примикає місцевість з незвичайним лопастевидним кордоном (рис. 2). Лопасті досягали в ширину декількох десятків кілометрів, мали низький фронтальний потяг і огинали локальні перешкоди, як би частково підтоплюючи їх. Морфологія кордону переконливо свідчила про те, що матеріал, нею оконтурений, при відкладенні був рідким (або напівжидким). Що це могло бути?

Рис, 2. Лопастевидна межа формації Вастітас Бореаліс (верхня та центральна частина зображень), яка інтерпретується як можлива берегова лінія північного океану Марса. Ліворуч — зображення, передане космічним апаратом Viking, праворуч — та сама структура, але на знімку спектрометра THEMIS (теплова зйомка в денний час марсіанської доби)

Виразна лопастевидна межа простежувалася на сотні кілометрів і скрізь обмежувала морфологічно однорідну поверхню великого речового комплексу (формацію Вастітас Бореаліс), що займає основну частину північних рівнин (див. рис. 1). Паркер зі співавторами висунули сміливу гіпотезу: кордон формації Вастітас являє собою берегову лінію, а сама формація — донні відкладення океану, що колись заповнював північні низини Марса. Джерелом води для такого океану вважалися найбільші канали закінчення навколо рівнини Хріса.

Планетологічна спільнота сприйняла цю ідею як чергову гіпотезу, засновану майже виключно на морфологічних спостереженнях. Для припущення такого масштабу однієї морфології явно недостатньо. Справа, однак, ускладнювалася тим, що наприкінці 80-х — початку 90-х років минулого століття просто не було іншої інформації, яка б підкріплювала або спростовувала припущення Паркера і його співавторів. Критично важливим типом даних для такої перевірки могла стати топографія, але детальні топографічні дослідження поверхні Марса до того часу ще не проводилися.

Ситуація радикально змінилася після отримання даних лазерного висотоміру MOLA (Mars Orbiter Laser Altimeter), встановленого на борту космічного апарату Mars Global Surveyor. Це були перші високоточні і ретельно вивірені (з урахуванням впливу гравітаційного поля) вимірювання топографії Марса. Після отримання перших даних MOLA відразу ж була перевірена гіпотеза Паркера. Якщо межа формації Вастітас дійсно являє собою берегову лінію, то вона повинна розташовуватися поблизу одного топографічного рівня, навіть з урахуванням можливих довгохвильових змін регіональної топографії. У роботах відомого американського геолога Дж. Хеда зі співавторами показано, що межа формації Вастітас, відзначена Паркером, дійсно лежить поблизу одного топографічного рівня — приблизно − 3,7 км [5, 6].

Здавалося б, все в порядку, гіпотеза Паркера отримала важливе підкріплення, і північний океан, ймовірно, існував в далекому минулому планети. Його вік визначається за кількістю ударних кратерів, що накопичилися на поверхні формації Вастітас. Частотно-розмірний розподіл кратерів вказує на те, що її вік становить 3,5 млрд років. Роботи Хеда з колегами спиралися на обмежений масив даних: висотне положення межі формації Вастітас визначалося всього лише в тисячі точок, тоді як загальна протяжність кордону становить приблизно 20 тис. км. Крім того, висоти кордону відхилялися від середнього рівня на 100-200 м, що, на думку багатьох планетологів, занадто багато для еквіпотенційної поверхні.

Гіпотезу про існування північного океану Марса було вирішено перевірити ще раз за допомогою даних топографії вже після завершення роботи висотомера MOLA. У 2003 р. вийшла стаття, в якій аналізувалася топографічна конфігурація кордону формації Вастітас за допомогою глобальної топографічної карти Марса з роздільною здатністю 1/128 ° (така роздільна здатність становить приблизно 0,5 км на екваторі планети). Результати дослідження не дали однозначного результату [7]. Висоти поверхні вздовж закартованого кордону, хоча і тяжіють до середньої висоти приблизно — 4 км, все ж відхиляються від неї більш ніж на 500 м.

Подібні коливання висоти берегової лінії передбачуваного океану можуть мати різне пояснення. По-перше, формація Вастітас може не мати ніякого відношення до океану, а її кордон не є берегова лінія. По-друге, пізні епейрогенічні коливання могли змінити висотне положення межі формації, яка все-таки являла собою берегову лінію. По-третє, положення кордону, зазначене на карті Паркера, не зовсім точне, що вносить помилки (можливо значні) у визначення її топографічної конфігурації.

Таким чином, топографічне дослідження кордону формації Вастітас без детального аналізу її місця розташування не дозволяє однозначно прийняти або відкинути існування північного океану на Марсі. Які ще можуть бути зібрані факти, що суперечать або підтримують цю гіпотезу? Дивно, але фактів, які прямо їй суперечать, немає. Її противники оперують розпливчастими аргументами типу «такого не може бути, тому що не може бути ніколи». А ось факти, що узгоджуються з гіпотезою океану і підтримують її, є. Розгляньмо їх.

Морфологічні свідчення північного океану

Ударні кратери. Одне з головних наслідків гіпотези існування північного океану — припущення про насиченість водою (ймовірно, у формі льоду) його донних відкладень, які, можливо, відносяться до формації Вастітас Бореаліс. Якщо це так, то її матеріал повинен відгукуватися на формування ударних кратерів особливим способом, відмінним від утворення кратерів у сухих породах. Зокрема, викиди з кратерів, що потрапляють у вологу мішень, носитимуть сліди «флюїдизації» (течії), більш-менш проявленої залежно від кількості води в породах.

При фотогеологічному вивченні рівнини Утопії (релікту стародавнього великого ударного басейну діаметром близько 2500 км) — найбільш вираженої топографічної депресії північних рівнин — було встановлено, що кратери крупніше 1 км в діаметрі мають різну морфологію в залежності від того, де вони знаходяться [8].

Найбільш деградовані кратери (кратери-примари) розташовані виключно в межах формації Вастітас. Вони втратили практично всі атрибути ударних структур, за винятком кругової форми. Ймовірно, кратери-привиди — відносно давні ударні структури, поховані під товщею формації Вастітас, матеріал якої задрапував і згладив їх початкову форму.

Крім кратерів-привидів у рівнині Утопії видно численні ударні кратери, що порушують поверхню формації Вастітас і, отже, утворилися після її становлення. Такі кратери характеризуються різною морфологією викидів: одні з них багатошарові, що складаються з лопатей з чітким крайовим валом, інші — ліпішковидні, без лопатей (рис. 3). І та й інша форма являють собою варіації флюїдизованих викидів і вказують на наявність води в породах мішені. Ось тільки кількість води там була, мабуть, не однаковою.

Рис, 3. Морфологічні типи кратерних викидів у рівнині Утопії. Ліворуч — обвалені викиди, які характеризуються лопатями, що перекриваються, в їх крайових частинах видно невисокий вал (показаний білими стрілками). Свідчення постформаційної деградації викидів відсутні. Фрагмент зображення CTXB21-017919-2015. Центр зображення з координатами 23,4 ° с. ш., 101,3 ° в. д. Праворуч — лепешковидні викиди, сильно деградовані після їх становлення. Вони характеризуються порожнечами в суцільному покриві і повністю відокремленими від основного масиву останцями (показані червоними стрілками). Полігональні троги (відзначені білими стрілками) контролювали поширення викидів, і отже, вони стародавні. Фрагмент зображення CTXB18-016521-2109, центр зображення з координатами 31,4 ° с. ш., 108,0 ° в. д.

Краї лопатей обвалених викидів (див. рис. 3, зліва) після утворення не демонструють помітних змін. Це вказує на те, що кількості води в породах мішені було достатньо для розрідження викинутого при ударі матеріалу, але не вистачало для прояву виразних слідів постформаційної деградації викидів.

Ліпешковидні викиди (див. рис. 3, праворуч) різко відрізняються від обвалених численними нішами, пустотами, звивистими затоками і виступами. У деяких випадках видно останці, повністю відокремлені від основного масиву. Такі особливості морфології ліпешковидних викидів можна було б приписати їх підтоплення матеріалом формації Вастітас. Однак це не так. Поверхня формації розбита мережею більш молодих грабенів, що контролюють поширення частини ліпішковидних викидів. Значить, вони свідомо молодші порід формації Вастітас і не можуть ними підтоплюватися. Характерні ж структури викидів — результат їх значної деградації.

Якщо в породах мішені, де формувалися кратери з ліпешковидними викидами, було більше води (та інших летючих сполук), то їх посилена деградація отримує своє природне пояснення: випаровування і сублімація води з перевідкладеного і частково розігрітого матеріалу повинні призводити до обвалення поверхні в тих місцях, звідки летючі пішли. Якщо останніх було багато, то картина обвалення стає різною на фотозображеннях і виражається в характерній морфології ліпішковидних викидів.

У рівнині Утопії кратери з обвалованими і ліпешковидними викидами не перемішані в просторі, а демонструють чітку зональність: у міру видалення від краю формації Вастітас зростає частка ліпішковидних кратерів (рис. 4). Така залежність говорить про те, що сумарна кількість води в породах мішені зростала у внутрішніх частинах топографічної депресії рівнини. Припустимо, що основним джерелом води тут служили породи формації Вастітас, які дійсно були донними відкладеннями північного океану. Тоді в міру видалення від його краю повинна збільшуватися товщина формації і, відповідно, внесок її порід у насичення водою викинутого матеріалу ударних кратерів.

Рис, 4. Просторовий розподіл ударних кратерів з обвалованими і ліпешковидними викидами в рівнинах Утопії та Ацидалії. Видно виразну залежність: кількість ліпішковидних викидів наростає в міру наближення до центру басейну. Безрозмірна відстань являє собою відношення відстані від кратера до центру басейну до діаметра басейну

Грязьові потоки. Поблизу центральних частин рівнини Утопії, там, де її поверхня не перекрита молодими відкладеннями, спостерігаються численні великі (багато десятків кілометрів у поперечнику), низькі (кілька десятків метрів у висоту) і плосковершинні покриви з лопатними кордонами (рис. 5). Багато з них просторово асоціюють з системами вузьких тріщин, виливаються з них і поширюються вниз по регіональному схилу. Іноді покриви радіально розходяться від невисоких куполів. Всі ці ознаки вказують на те, що потоки складені малов’язким матеріалом, що вилився з резервуарів під поверхнею формації Вастітас.

Рис, 5. Грязьовий потік у рівнині Утопії. Його верхня частина являє собою гладке плато з фестончастими краями і численними провальними ямками (показані білими стрілками), які місцями зливаються один з одним і руйнують поверхню плато. Біля краю потоків з-під верхнього плато виступає сильно деградована частина з лопастевидними кордонами (відзначена червоною стрілкою). Іноді на краю потоків видно останці, повністю відшнуровані від основного масиву (позначені жовтими стрілками). Фрагмент зображення CTXP02-001977-2123. Центр зображення з координатами 31,6 ° с. ш., 109,4 ° в. д.

Поверхня формації там, де розвинені потоки, розбита системами широких полігональних трогів. У більшості випадків існують безсумнівні свідчення того, що вони молодші від потоків.

Потоки, як правило, складаються з двох частин з різко різною морфологією (див. рис. 5). Більш висока частина представлена плато з гладкою поверхнею, яке обмежене звивистим, фестончастим поступом. Низька частина складається з численних бугрів і хаотично орієнтованих гряд. Через це її поверхня стає нерівною, а межа — надзвичайно звивистою. У деяких місцях на продовженні країв нижніх частин потоків видно скупчення маленьких (кілька кілометрів) бугрів, які повністю відокремлені від основного масиву потоку, але продовжують його тренд. Це — останці потоків.

Типові структури верхнього плато — округлі або злегка подовжені ямки, їх ланцюжки і кластери. У них немає валу, а розміри змінюються у вузькому інтервалі, що призводить до крутого нахилу кривої їх частотно-розмірного розподілу (приблизно мінус п’ять). Відсутність валу і крутий нахил розподілу різко відрізняють ямки від ударних кратерів. Ймовірно, ямки являють собою провальні структури. На краях вони часто зливаються і утворюють глибокі затоки всередину плато. У тих випадках, коли ямки розростаються, вони руйнують нижню частину потоків, залишаючи після себе невеликі плосковершинні останці (мези) і короткі хаотично орієнтовані гряди.

Отже, форма потоків і їх зв’язок з тріщинами і куполами вказують на т