Водные ресурсы марса кратко
Обновлено: 05.07.2024
На поверхности Марса все еще может сохраняться жидкая вода, но ее сложно отыскать. Поиск воды начался более 15 лет назад и сейчас мы располагаем уликами в пользу ее наличия на Красной планете. Но ранее она покрывала большие территории. Куда же исчезли водные запасы? И сколько есть еще?
Анализы показывают, что древняя поверхность обладала реками и озерами. Еще миллионы лет назад Марс был теплее и влажнее, а также мог поддерживать микробную жизнь. Но постепенно вода испарилась вместе с большей частью атмосферного слоя.
Где вода сейчас на Марсе?
Жидкая вода должна течь с крутых и теплых склонов на марсианской поверхности. Первый нашли в 2011 году, где подтвердили намеки на соленую жидкость. Фото Марса показывали темные полосы, появляющиеся при смене сезонов. Спектральный анализ говорил, что сформированы соленой жидкой водой. Ниже указана карта Марса с распределением воды.
Карта распределения воды на поверхности Марса
Огромные водные запасы закованы в ледяные осколки и расположены на планетарных полюсах. Эти шапки сокращаются, потому что вода переходит сразу из ледяной формы в газовую, но зимой она трансформируется обратно. Шапки простираются на 3 км и могут полностью покрыть поверхность на 5.6 м.
Замороженная вода Марса также скрывается под поверхностью между экваториальной линией и северным полюсом. Но можно искать и в других территориях. Марс-Экспресс сумел сделать снимки ледяных пластин, погруженных на дно кратеров, а значит вода способна накапливаться в определенных условиях.
Северный марсианский участок со свежим кратером, чей диаметр составляет 6 м. Внутри виден яркий материал (синий)
Водные следы обнаружили еще в 2000 году. Это были овраги, обладающие водным происхождением.
Поиск оазиса с водой на Марсе
В 1971 году Маринер-9 первым расположился на орбите чужого мира. Его снимки демонстрировали русла и каньоны, по которым в прошлом текла вода. Кадры с Викинга также говорили в пользу водной теории.
В начале 90-х гг. мы были завалены информацией о Марсе, присланной от НАСА и ЕКА. Некоторые аппараты наткнулись на минералы, подповерхностный лед и даже горячие источники.
Кратеры влияют на внутреннюю часть планеты. Оказывается, водная циркуляция проходила на глубине в несколько километров примерно 3.7 млрд. лет назад. Больше информации удалось добыть при посадке роверов.
Одна из стоек Феникса, снятая роботом. Кажется, будто два сфероида сливаются. Полагают, что они могут быть жидкой водой
Зонды не только изучали породу, но и проводили различные эксперименты. В 2008 году Феникс заметил осколки яркого материала, которые пропали через 4 дня. Также он отследил водяной пар в образце.
Водные следы в скале нашли Spirit и Opportunity. Последний приземлился в 2012 году и путешествовал по древней территории, когда изучил ряд интересных камней. Но сама планета – не единственное поле изучения марсианской воды. Остаются также и метеориты, которые прилетали к нам с Красной планеты.
Исторические рельефы
Миссии также занимались изучением планетарной поверхности. Более плоские равнины могли вмещать океан, а когда пришли первые признаки засухи, то он разделился на два.
Изменения количества воды на Марсе с течением времени
Ровер Curiosity выяснил, что гора Эолида была создана осадочными отложениями, а значит на планете длительное время существовали бассейны. В нашем случае земля возле рек и озер намного мягче и влажнее. Представлена в основном глиной. То же самое замечают и на Марсе.
Вода нам кажется чем-то привычным, потому что охватывает большую часть планеты. Но в космических пределах это драгоценный дар, за которым охотятся, ведь это намек на возможную жизнь.
Конечно, жизнь на Марсе могла развиваться и в других жидкостях, но мы владеем информацией лишь о воде. Поэтому ученые надеются, что с обнаружением воды на Марсе, мы выйдем и на находку древней жизни.
Необходимо проверить точность фактов и достоверность сведений, изложенных в этой статье.
На странице обсуждения должны быть пояснения.
Гидросфера Марса — это совокупность водных запасов планеты Марс, представленная водным льдом в полярных шапках Марса, льдом под поверхностью, и возможными резервуарами жидкой воды и водных растворов солей в верхних слоях литосферы Марса. Гидросфера Марса вследствие господствующих низких температур на Марсе, и нахождении запасов воды в твердом состоянии также называется криолитосферой.
Содержание
Поиски воды на Марсе
Марс весьма схож с Землей по многим показателям, что заставляло учёных XIX-начала XX века допускать, что на нём есть жизнь и есть жидкая вода. По мере роста объёма данных о планете, люди придумали способы для изучения атмосферы Марса, и поиска воды в атмосфере с помощью спектроскопических измерений. Оказалось, что воды в атмосфере Марса было найдено ничтожно малое количество, однако исследования были продолжены.
На смену астрономическим наблюдениям и спектроскопическому измерению, с началом эры космонавтики пришло и прямое изучение Марса и поисков воды на нём с помощью межпланетных зондов. Прежде всего внимание исследователей привлекли полярные шапки Марса, так как предполагалось, что они состоят из водного льда по аналогии с Антарктидой или Гренландией на Земле. При пристальном изучении с помощью современной аппаратуры в 2000 году [1] было подтверждено, что помимо твердого углекислого газа, в массе льдов марсианских полярных шапок содержится колоссальное количество твёрдого водного льда [2] .
Объёмы запасов воды на Марсе
В настоящее время открытые и достоверно установленные объёмы воды на Марсе сосредоточены преимущественно в так называемой криосфере — приповерхностном слое вечной мерзлоты мощностью в десятки и сотни метров. Существуют предположения, что под полярными шапками могут существовать довольно крупные реликтовые озера жидкой и солёной воды. Исходя из собранных научных данных, существующие в настоящее время запасы воды (в форме льда) во всём объёме криолитосферы Марса, предположительно, составляют 7,7·10 22 граммов (77 млн км³) [3] (0,05 гидросферы Земли).
В то же время, процессы иссушения на Марсе привели к сокращению нижней границы вечной мерзлоты на несколько сотен метров. Если из общего объёма криолитосферы Марса вычесть объём сухих и оттаявших снизу пород, то предположительное содержание воды в мерзлых породах Марса составит 5,4·10 22 граммов (54 млн км³). Количество воды, подсчитанное таким образом, во много раз превышает количество воды в полярных шапках Марса (~2·10 21 граммов), и судя по всему, представляет собой значительную часть общих запасов свободной воды, выделившейся за геологическую историю Марса. Математический расчёт показывает, что в случае равномерного распределения воды содержащейся ныне в криолитосфере, по поверхности Марса, то образовался бы гигантский океан со средней глубиной в несколько сотен метров. Также существует предположение что под криолитосферой Марса существует область подмерзлотных солёных вод, о количестве которых пока трудно что-либо сказать, но предположительно они огромны [3] .
Очень большое значение при оценке водных запасов Марса играет недавнее открытие колоссальных запасов водного льда под поверхностью Южной полярной шапки. Ранее считалось что южный полюс Марса в основном представлен запасами замерзшего углекислого газа, но оказалось что объёмы водного льда под его поверхностью настолько велики что позволяют при его растоплении покрыть поверхность всего Марса 11-и метровым слоем воды [4] . По предварительным оценкам американских ученых, запасы воды на Южном полюсе Марса сравнимы с запасами воды Северной полярной шапки Марса, и толщина льдов здесь достигает 3,7 км.
Влияние на климат Марса
Марс как и Земля имеет длительную историю своего развития, и ряд эпох в этой истории привлекают внимание учёных своим отличием от той климатической обстановки, которая господствует на красной планете в нынешнее время. В частности, особенно привлекает внимание людей в истории Марса наличие гигантских океанов на его поверхности, плотной атмосферы и высоких температур. Наличие морей на Марсе в прошлом было подтверждено экспедициями автоматов Спирит и Оппортьюнити в 2003—2004 годах [5] . Изучение этих эпох марсианской истории позволяет узнать много нового не только о Марсе, но и о других планетах и их развитии. Большой интерес в геологическом прошлом планеты Марс, вызывают два промежутка времени — Гесперийская эра и Амазонийская эра [6] .
Гесперийская эра
В Гесперийскую эру (3,5—2,5 млрд лет назад) Марс достиг вершины своей эволюции и имел постоянную гидросферу [7] . Северную равнину планеты в ту эру занимал солёный океан объёмом до 15-17 млн км³ и глубиной 0,7—1 км (для сравнения, Северный Ледовитый океан Земли имеет объём 18,07 млн км³). В отдельные промежутки времени этот океан распадался на два. Один океан, округлый, заполнял бассейн ударного происхождения в районе Утопии, другой, неправильной формы, — район Северного полюса Марса. В умеренных и низких широтах было много озёр и рек, на Южном плато — ледники. Марс обладал очень плотной атмосферой, аналогичной той, которая в то время была у Земли, при температуре у поверхности доходившей до 50 °C и давлении свыше 1 атмосферы. Вполне вероятно, что в Гесперийскую эру на Марсе существовала и биосфера: в трех метеоритах марсианского происхождения АLН 84001, Накла и Шерготти группой американских ученых были обнаружены образования, схожие с окаменелыми останками микроорганизмов возрастом от 4 млрд и до 165 миллионов лет.
Амазонийская эра
В Амазонийскую эру (около 2,5—1 млрд лет назад) климат на Марсе стал катастрофически быстро меняться. Происходили мощнейшие, но постепенно затухающие глобальные тектонические и вулканические процессы, в ходе которых возникли крупнейшие в Солнечной системе марсианские вулканы (Олимп), несколько раз сильно изменялись характеристики самой гидросферы и атмосферы, появлялся и исчезал Северный океан. Катастрофические наводнения, связанные с таянием криосферы привели к образованию грандиозных каньонов: в долину Ареса с южных нагорий Марса стекал поток полноводнее Амазонки; расход воды в долине Касей превышал 1 млрд м³/с. Миллиард лет назад активные процессы в литосфере, гидросфере и атмосфере Марса прекратились, и он принял современный облик. Виной глобальных катастрофических изменений марсианского климата считаются большой эксцентриситет орбиты и неустойчивость оси вращения, вызывающие огромные, до 45 %, колебания потока солнечной энергии, падающей на поверхность планеты; слабый приток тепла из недр Марса, обусловленный небольшой массой планеты, и высокой разрежённостью атмосферы, обусловленной высокой степенью её диссипации.
Потенциал для терраформирования
Информация должна быть проверяема, иначе она может быть поставлена под сомнение и удалена.
Вы можете отредактировать эту статью, добавив ссылки на авторитетные источники.
Эта отметка установлена 7 октября 2011.
Добавьте ссылки на источники, в противном случае он может быть удалён.
Дополнительные сведения могут быть на странице обсуждения.
Марс — наиболее подходящий кандидат на терраформирование (площадь поверхности ~144,8 млн км² что является 28,4% поверхности Земли). Ускорение свободного падения на поверхности Марса составляет 3,72м/с², а уровень солнечной энергии, воспринимаемой Марсом, составляет 43% от уровня, принимаемого поверхностью Земли. В настоящее время Марс представляет собой планету, больше похожую на Луну, чем на Землю. В то же время, полученный объём информации свидетельствует о том, что некогда природные условия на Марсе были благоприятны для возможного зарождения и поддержания жизни. Марс располагает огромными количествами водного льда и несёт на своей поверхности многочисленные следы своего благоприятного климата в прошлом (речные долины, отмели пляжей, залежи глин и многое другое).
Однако есть несомненные трудности, которые мешают терраформировать Марс или какую-либо другую планету в настоящее время. Гигантские запасы воды и связанного кислорода в составе пероксидов и озонидов в почве Марса дают основание предполагать, что при воздействии на марсианский климат станет вполне возможным терраформирование этой планеты. В этом направлении необходимы огромные усилия всего человечества, и уже в нынешнее время вполне по силам организация финансово-технических образований (клубов, обществ и компаний) на Земле, предназначенных для освоения и будущего изменения климатических условий Марса. В настоящее время земляне хорошо освоили использование ядерной энергии, однако до сих пор нерешёнными остаются важные проблемы, связанные с транспортировкой энергетического оборудования на Марс и его обслуживанием на самой планете.
В то же время сам по себе Марс обладает весьма значительными ресурсами металлов, в том числе ресурсами ядерного топлива (уран, торий), и при наладке на Марсе промышленности и использовании ядерного топлива предполагается значительное количество сбросного тепла в атмосферу Марса.
Одним из важнейших технологических препятствий для освоения не только Марса, но и других планет является то обстоятельство, что в настоящее время слишком ограничены возможности космических транспортных средств, и в этой связи большие надежды возлагаются на газофазные ядерные ракетные двигатели. Только при наличии ядерных ракетных двигателей, обладающих колоссальной тягой, надёжностью и скоростью, станет возможной доставка предназначенных для начального этапа терроформации тяжелых грузов к Марсу, а в перспективе — даже и астероидов из водно-аммиачного льда, предназначенных для наполнения атмосферы и гидросферы Марса азотом, водой и кислородом. Предположительно астероиды могут вывозиться из пояса астероидов и даже из пояса Койпера с помощью ракет или солнечных парусов.
Терраформирование Марса может происходить как при прямом введении в его атмосферу искусственно изготовляемых парниковых газов (фреонов), так и нагреве поверхности планеты с помощью направленного орбитальными зеркалами солнечного излучения и затемнения поверхности полярных шапок сажей или полимерными плёнками, и косвенно при освоении Марса и его полезных ископаемых (металлургия, горные взрывные работы и проч). Оба процесса могут происходить одновременно и вносить свой вклад в изменение климата Марса. Например, развитие масштабной ядерной, а в перспективе и термоядерной энергетики позволит, так или иначе, высвобождать огромные объёмы вторичного тепла в атмосфере, а в перспективе и в гидросфере Марса. Так, например, при наладке крупной энергетики и выработке водорода и кислорода для наземного марсианского транспорта, космических кораблей и энергоснабжения поселений могут возникнуть условия для высвобождения больших объёмов тепловой энергии в атмосфере. В совокупности общий объём энергетики должен будет нагревать атмосферу Марса и способствовать при таянии полярных шапок значительному парниковому эффекту.
Гидросфера Марса — это совокупность водных запасов планеты Марс, представленная водным льдом в полярных шапках Марса, льдом над поверхностью, сезонными ручьями из жидкой воды и возможными резервуарами жидкой воды и водных растворов солей в верхних слоях литосферы Марса. Гидросфера Марса, вследствие господствующих низких температур на Марсе и нахождения запасов воды в твердом состоянии, также называется криолитосферой.
Поиски воды на Марсе
Основная статья: История поисков воды на Марсе
Марс весьма схож с Землей по многим показателям, что заставляло учёных XIX — начала XX века допускать, что на нём есть жизнь и есть жидкая вода. По мере роста объёма данных о планете, собранных различными методами, например, с помощью спектроскопических измерений, стало понятно, что воды в атмосфере Марса ничтожно малое количество, однако она всё же присутствует. Прежде всего внимание исследователей привлекли полярные шапки Марса, так как предполагалось, что они могут состоять из водного льда по аналогии с Антарктидой или Гренландией на Земле, однако высказывалась и гипотеза, что это твёрдый диоксид углерода. В пользу последней говорили результаты одного из первых численных экспериментов 1966 года на ЭВМ IBM 7074 по моделированию суточных и годовых изменений температуры на поверхности Марса в зависимости от широты и соответствующей динамики полярных шапок для случаев, когда они состоят из H2O и CO2. Авторы этой работы пришли к заключению, что полученная ими годичная вариация размера полярных шапок во втором случае гораздо ближе к наблюдаемой.
На смену астрономическим наблюдениям и спектроскопическому измерению с началом эры космонавтики пришло и прямое изучение Марса и поисков воды на нём с помощью АМС.
В конце 90-х гг XX в. аппаратом Mars Global Surveyor были собраны топографические данные с помощью высотомера MOLA, на основании которых составлены полные карты рельефа поверхности Марса. Помимо многочисленных сетей долин и каналов оттока, на них хорошо просматривается район Северной низменности, и его граница — зона контакта — сильно напоминает берег постоянного водоёма. В пользу гипотезы океана свидетельствует то, что линия контакта практически эквипотенциальна; параллельно ей располагаются характерные террасы; заключённый внутри неё объём согласуется с оценками объёма жидкой воды на раннем Марсе; поверхность низменности гораздо более гладкая, чем её окрестности. Впоследствии ещё одним аргументом в поддержку этой теории стал также анализ распределения элементов рельефа, подобных речным дельтам: многие из них расположены вдоль этой береговой линии, в частности, на одной и той же высоте.
Узкие овраги на склоне кратера Ньютон, возможно, созданные потоками жидкой воды. Снимок аппарата Mars Global Surveyor, 2000 г.
Динамика сезонных поверхностных линий на склоне кратера Ньютон, составленная по данным аппарата Mars Reconnaissance Orbiter в 2011 г.
Испарение льда в свежих кратерах в серии изображений камеры HiRISE на аппарате Mars Reconnaissance Orbiter, 2009 г.
Полосные долинные отложения в районе столовых гор Протонил - образования, напоминающие ледники; снимок панхроматической контекстной камеры (CTX) аппарата Mars Reconnaissance Orbiter, 2008 г.
Запасы воды на Марсе в настоящее время
В настоящее время открытые и достоверно установленные объёмы воды на Марсе сосредоточены преимущественно в так называемой криосфере — приповерхностном слое вечной мерзлоты мощностью в десятки и сотни метров. Большая часть этого льда находится под поверхностью планеты, поскольку при нынешних климатических условиях не может существовать стабильно и оказавшись на поверхности, быстро испаряется; только в приполярных областях температура достаточно низкая для стабильного существования льда в течение всего года — это полярные шапки. Общий объём льда на поверхности и в приповерхностном слое оценивается в 5 млн км³ (а в более глубоких слоях, вероятно, могут быть сосредоточены гораздо большие запасы подмерзлотных солёных вод. Их объём оценивается в 54-77 млн км³). В расплавленном состоянии он покрыл бы поверхность Марса слоем воды толщиной 35 м.
На полюсах концентрация водного льда в криосфере ожидаемо высока — до 100 %. Объём льда в полярных шапках планеты составляет 2-2,8 млн км³. На широтах выше 60° она практически везде не менее 20 %; ближе к экватору — в среднем несколько ниже, но всё же повсюду отлична от нуля, больше всего — до 10 % — в районе вулканов в Элизиуме, в Сабейской земле и к северу от земли Сирен.
Жидкость
25 июля 2018 года вышел доклад об открытии, основанном на исследованиях радаром MARSIS. Работы показали наличие подлёдного озера на Марсе, расположенного на глубине 1,5 км подо льдом Южной полярной шапки, шириной около 20 км. Это стало первым известным постоянным водоёмом на Марсе. Зондирование области шириной около 200 километров с помощью MARSIS показало, что поверхность Южного полюса Марса покрыта несколькими слоями льда и пыли и глубиной около 1,5 километров. Особенно мощное усиление отражения сигнала было зафиксировано под слоистыми отложениями в пределах 20-километровой зоны на глубине около 1,5 километра. Проанализировав свойства отраженного сигнала и изучив состав слоистых отложений, а также ожидаемый температурный профиль под поверхностью этой области, ученые пришли к выводу, что радар обнаружил под поверхностью карман с озером из жидкой воды. Прибор не смог определить, насколько глубоким может быть озеро, но его глубина должна составлять как минимум несколько десятков сантиметров (таким должен быть слой воды, чтобы его увидел MARSIS).
Вода на Марсе в прошлом
Долгосрочные изменения климата
Водяной лёд не может стабильно существовать на Марсе при сегодняшних климатических условиях, однако подтверждено, что он присутствует в приповерхностном слое практически повсеместно, в том числе в приэкваториальных областях. Наиболее вероятно, что он оказался там в более ранний период эволюции планеты, когда угол наклона оси вращения Марса достигал больших значений порядка 45°. Численное моделирование показало, что при этом в полярных областях, которые становятся самыми тёплыми участками, H2O и CO2 сублимируются в атмосферу, затем вода конденсируется в лёд и снег в низких широтах, где теперь холодно, и таким образом полярные шапки смещаются к экватору. Подтверждением этому являются обнаруживаемые во многих (в том числе приэкваториальных) областях Марса формы рельефа, напоминающие земные ледники: очевидно, что они сформировались именно в такой период. Наоборот, когда наклон оси вращения уменьшается, в полярных областях снова становится холоднее, а в экваториальных — теплее; вода, замёрзшая там в приповерхностных слоях, сублимируется и снова конденсируется в ледяные полярные шапки. Последовательное чередование этих периодов можно отследить по формирующимся таким образом слоистым отложениям в полярных шапках, однако для этого необходимо сделать допущение о том, сколько времени требуется на образование каждого слоя. На предмет того, насколько частыми были такие смены, продолжается дискуссия: моделирование климата (ключевое влияние на который оказывает хаотический процесс изменения наклона угла оси вращения), особенно в геологических временных масштабах, на сегодняшний день невозможно с требуемой точностью.
Жидкая вода не может стабильно существовать на поверхности Марса при нынешних климатических условиях.
Вода (по крайней мере чистая) в жидком состоянии сейчас также не может существовать на Марсе стабильно, однако судя по многочисленным свидетельствам, ранее ситуация была иной. Очевидно, что для этого температура и парциальное давление водяного пара в атмосфере должны были быть выше тройной точки на фазовой диаграмме, тогда как сейчас они далеки от соответствующих значений. Если повысится только температура, а давление останется низким, лёд сублимируется напрямую в водяной пар, минуя жидкую фазу. Между тем, даже повысить температуру на 50° очень затруднительно и возможно лишь посредством парникового эффекта. Однако лавинный парниковый эффект за счёт паров воды в атмосфере, в отличие от Земли, на Марсе невозможен из-за низких температур, при которых водяной пар не сможет стабильно оставаться в атмосфере и неизбежно сконденсируется на поверхности планеты обратно в лёд. Но другой парниковый газ — CO2 — вполне может существовать в условиях Марса, и благодаря ему температура может повыситься до значений, при которых стабилен водяной пар, а когда его становится в атмосфере больше, его парциальное давление может стать достаточным уже для существования жидкой воды. Для этого необходимо парциальное давление углекислого газа порядка 1 атм. Правда, если даже такой механизм имел место, неизвестно, куда делся теперь весь этот объём CO2, — он мог остаться в отложениях карбоната кальция либо улетучиться с остальной атмосферой.
Ряд авторов не разделяет эту гипотезу, полагая, что углекислый газ не может обеспечить достаточной интенсивности парникового эффекта. Предлагались механизмы, задействующие другие парниковые газы, например, водород, предположительно вулканического происхождения. На сегодняшний день на этот счёт нет общепринятой теории, во многом из-за трудностей моделирования парникового эффекта даже на Земле, в котором и по настоящий момент остаётся много неопределённости.
Эволюция гидросферы Марса
Большой интерес в геологическом прошлом планеты Марс вызывают два промежутка времени — Гесперийская эра и Амазонийская эра.
Гесперийская эра
В Гесперийскую эру (3,5—2,5 млрд лет назад) Марс достиг вершины своей эволюции и имел постоянную гидросферу. Северную равнину планеты в ту эру занимал солёный океан объёмом до 15-17 млн км³ и глубиной 0,7—1 км (для сравнения, Северный Ледовитый океан Земли имеет объём 18,07 млн км³). В отдельные промежутки времени этот океан распадался на два. Один океан, округлый, заполнял бассейн ударного происхождения в районе Утопии, другой, неправильной формы, — район Северного полюса Марса. В умеренных и низких широтах было много озёр и рек, на Южном плато — ледники. Марс обладал очень плотной атмосферой, аналогичной той, которая в то время была у Земли, при температуре у поверхности доходившей до 50 °C и давлении свыше 1 атмосферы. Теоретически в Гесперийскую эру на Марсе могла существовать и биосфера.
Амазонийская эра
В Амазонийскую эру (около 2,5—1 млрд лет назад) климат на Марсе стал катастрофически быстро меняться. Происходили мощнейшие, но постепенно затухающие глобальные тектонические и вулканические процессы, в ходе которых возникли крупнейшие в Солнечной системе марсианские вулканы (Олимп), несколько раз сильно изменялись характеристики самой гидросферы и атмосферы, появлялся и исчезал Северный океан. Катастрофические наводнения, связанные с таянием криосферы привели к образованию грандиозных каньонов: в долину Ареса с южных нагорий Марса стекал поток полноводнее Амазонки; расход воды в долине Касей превышал 1 млрд м³/с. Миллиард лет назад активные процессы в литосфере, гидросфере и атмосфере Марса прекратились, и он принял современный облик. Виной глобальных катастрофических изменений марсианского климата считаются большой эксцентриситет орбиты и неустойчивость оси вращения, вызывающие огромные, до 45 %, колебания потока солнечной энергии, падающей на поверхность планеты; слабый приток тепла из недр Марса, обусловленный небольшой массой планеты, и высокой разрежённостью атмосферы, обусловленной высокой степенью её диссипации.
На протяжении многих столетий человек мечтал покорить Красную планету, и, кажется, уже в самом ближайшем времени мы наконец-то сможем сделать свой первый шаг в становлении межпланетным видом. Для того, чтобы суметь успешно высадиться на Марсе, специалисты НАСА планируют для начала выявить наиболее подходящее место для высадки будущих колонистов. Главным критерием в жестком отборе станет наличие водяного льда, без которого существование человека в далекой холодной пустыне красноватого оттенка станет полностью невозможным. Так где же должны высадиться первые люди на Красной планете и как много на Марсе воды?
Марс и его наиболее подходящая зона для строительства первой человеческой колонии за пределами Земли
Много ли воды на Марсе?
Для того, чтобы найти доступный водяной лед на Марсе, НАСА использует данные сразу двух космических аппаратов — NASA Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) и Mars Odyssey Orbiter. Согласно последним полученным от зондов данным, будущим колонистам для добычи жизненно важного ресурса даже не потребуется использование экскаваторов и другого тяжелого оборудования, что сможет значительно удешевить ход будущей миссии.
Карта водяного льда на Марсе
Синие оттенки показывают наиболее близкие к поверхности источники воды, красные - наиболее удаленные. Черные пятна представляют собой песчаные пустыни, а выделенная белым зона может стать идеальным кандидатом для высадки первых астронавтов
Из-за того, что жидкая вода не может долго существовать в разреженной атмосфере Марса, практически мгновенно испаряясь в космическое пространство, ученым еще только предстоит разработать технологию, которая сможет позволить вести добычу воды без потерь. Обнаружить точное местонахождение льда можно будет при помощи двух теплочувствительных приборов — марсианского климатического зонда MRO и камеры тепловизионной системы визуализации (THEMIS), разработанной специально для Mars Odyssey.
Хотя на Марсе существует большое количество интересных для ученых мест, лишь немногие из них способны предоставить подходящие посадочные площадки для астронавтов. Так, несмотря на то, что средние и южные широты Марса получают больше солнечного света, чем более северные его регионы, планетологи считают, что наиболее предпочтительным местом для посадки на Марсе станет регион Аркадия Планития, где запасы водяного льда расположены всего лишь в 30 сантиметрах ниже поверхности планеты.
Исследователи считают, что в настоящее время общий объем водных ресурсов Красной планеты составляет примерно 65 миллионов кубических километров, которых вполне могло бы хватить для того, чтобы покрыть поверхность Марса слоем воды толщиной 35 метров. Что же, пожалуй, будущим марсианским колонистам вряд ли придется беспокоиться о том, что вода на Красной планете когда-нибудь сможет закончиться.
Читайте также: