Леонид Ксанфомалити - Горные потоки и бассейны на Марсе

 НАУКА ДАЛЬНИЙ ПОИСК

В кинокомедии «Карнавальная ночь» один из персонажей — лектор — сообщает: «Есть ли жизнь на Марсе, нет ли жизни на Марсе, науке неизвестно». С тех пор прошло почти полвека, но это утверждение справедливо и сегодня. Однако не менее справедливо и другое: «Где есть вода — там есть и жизнь». Сегодня с большой долей уверенности можно сказать: вода на Марсе есть. Дело за малым — отыскать там жизнь.

Доктор физико-математических наук Леонид КСАНФОМАЛИТИ, Институт космических исследований (ИКИ РАН).

В процессе формирования планет Солнечной системы большую роль играла вода, а точнее, процессы изменения её фазового состояния — пар <-> жидкость <-> лёд. Вокруг молодого Солнца с его мощным излучением образовалась почти пустая зона. Вдали от Солнца, за той границей, где вода могла конденсироваться в ледяную пыль, возникали гигантские газо-жидкие планеты семейства Юпитера. Более близкие к Солнцу планеты группы Земли, к которым относятся Меркурий, Венера и Марс, образовались из почти сухого материала, как и спутник Земли Луна. Безатмосферные Меркурий и Луна воды практически не имеют. Венера, если когда-то и обладала запасами воды, лишилась их из-за особенностей своей эволюции и больших потерь водорода. Большим количеством воды располагает наша Земля. Масса земных океанов, покрывающих 71 % поверхности планеты, составляет огромную величину, 2,4 десятитысячные всей массы планеты. Самый распространённый пейзаж нашей планеты — это поверхность Мирового океана, а вовсе не леса, равнины, горы или долины. Около 60–70 % воды при формировании Земли принесли с собой протопланетные и метеоритные тела, остальное выделилось из комет, упавших на формирующуюся Землю. Некоторые исследователи утверждают, что в каждом стакане воды, которую мы пьём, 1/3 — это вода комет. Вода Земли определяет метеорологические и климатические свойства нашей планеты. Поверхность океана удобна для отсчёта высоты рельефа. Наконец, вода Земли была той средой, в которой когда-то возникла жизнь.

Рис. 1. Таким Марс виден в телескоп при средних атмосферных условиях. Фото автора.

Рис. 2. С поверхности Марса космические аппараты передают изображения метеоритных кратеров и каменистой поверхности, покрытой пылью. Фото NASA.

Марс сформировался из материалов, по составу подобных тем, что вошли в другие планеты земной группы. В процессе длительной эволюции его поверхность подвергалась ударам метеоритных тел различных размеров — от мелких пылинок до километровых глыб. Метеоритные удары образовали бесчисленные кратеры, а верхний слой грунта превратили в марсианский реголит — красноватую пыль, мелкие и крупные обломки. Красноватый цвет присущ всем изображениям Марса, получаемым с помощью телескопов (рис. 1). Более тёмные или светлые районы соответствуют различиям в составе поверхности, в частности разному содержанию железа (рис. 2). Разрежённая атмосфера Марса на 95 % состоит из углекислого газа. Несмотря на её низкое давление, в 150 раз ниже земного, ветер способен поднимать в атмосферу массу пыли, так что в периоды бурь поверхность планеты становится невидимой. В спокойное время пыль оседает и образует тонкий слой на поверхности, а самые мелкие пылинки остаются в атмосфере и придают красноватый цвет дневному небу «Тёплые», красновато-кирпичные оттенки обманчивы. Марс — холодная планета, средняя температура здесь составляет -60 °C, среднее орбитальное расстояние планеты от Солнца в 1,6 раза больше земного. Марс вдвое меньше Земли по диаметру и вдвое больше нашей Луны. Масса планеты составляет всего 11 % земной. Планета в основном равнинная, но обладает высочайшими в Солнечной системе горами, до 24 км высотой. Эти горы — древние вулканические образования, сконцентрированные в нескольких районах планеты, прежде всего в районах Фарсида и Элизиум (рис. 3). Они представляют собой пологие конусы (так называемые щитовые вулканы), которые активно извергались примерно 60–30 миллионов лет назад. Одна из главных достопримечательностей Марса — гигантский каньон Долины Маринера (рис. 4), вытянутый на 5000 км в экваториальной зоне планеты. Протяжённость земных каньонов, например знаменитого Аризонского, несравненно меньше. Но все эти свойства поверхности Марса стали известны, только когда появилась возможность исследовать его с помощью космических аппаратов. Астрономы прошлого безнадёжно напрягали зрение, проводя ночи у своих телескопов, но на всякие околонаучные гипотезы не скупились.

Рис. 3. Вулканическая кальдера диаметром около 70 км венчает самую высокую вершину Марса, гору Олимп.

Рис. 4. Гигантская сеть каньонов Долины Маринера простирается на 5000 км вдоль параллели 10° S. Впервые её изображение передал американский космический аппарат "Маринер-9" в 1972 году.

Ещё философы античности в своих догадках об устройстве Вселенной пытались судить о возможности существования жизни в других мирах. Обитаемость планет считалась почти очевидной, а великий Исаак Ньютон допускал, что населено даже Солнце. Интерес к «братьям по разуму» вообще присущ человеку. Пожалуй, нет идеи, более популярной, чем поиск жизни за пределами Земли. В 1897 году в русском переводе вышла книга знаменитого французского популяризатора науки К. Фламмариона «Живописная астрономия». В главе, посвящённой Красной планете, автор писал: «Человеческий мир Марса, вероятно, значительно опередил нас во всём и достиг большого совершенства… Эти неизвестные нам братья не бестелесные души, но и не бездушные тела; это не сверхъестественные, но и не грубоестественные существа; они действуют, мыслят и рассуждают, как делаем это мы на Земле. Они живут в обществе, они состоят из семейств и образуют народы; они построили города и научились всяким искусствам». Журналы тех лет неизменно обращались к теме несчастных марсиан, страдающих от нехватки воды, чему немало способствовали опубликованные незадолго до того, в 1877 году, сообщения об открытии на Марсе ирригационной системы каналов (которых на самом деле нет). Был даже организован сбор средств для создания ракеты, которая доставит на Марс воду. (Увы, как нередко и в наши дни, накопленные средства бесследно исчезли.)

С тех пор прошло более ста лет. Сегодня с определённой натяжкой можно сказать, что физические условия, более или менее подходящие (хотя бы минимально) для земных форм жизни, из всех планет Солнечной системы есть только на Марсе. Но для возникновения и поддержания жизни необходима вода. Проблема поиска воды на Марсе (и оценка её количества), стоящая первой в списке наиболее актуальных задач исследований планеты, многократно и детально обсуждалась задолго до начала космических исследований тел Солнечной системы. Та единственная, амино-нуклеиново-кислотная форма жизни, которую мы знаем, без воды существовать не может. Поэтому поиск жизни на Марсе начинается с поиска воды. Ещё за 40 лет до исследований планет Солнечной системы космическими аппаратами астрономы пытались установить наличие воды и подтвердить (или опровергнуть) давнишнюю гипотезу о марсианских каналах. В середине XX века советские учёные создали даже особый раздел исследований Марса — астроботанику. Её задачей было исследовать высокогорную растительность Памира и Тянь-Шаня, имеющих климатические условия, сходные с марсианскими, и объяснить сезонные потемнения больших площадей на Марсе весенним пробуждением флоры. Эксперименты по измерению содержания водяного пара в атмосфере планеты ставились уже на первых российских космических аппаратах «Марс» и на американских «Маринерах» и «Викингах». После измерений с помощью аппаратов «Викинг» (1976–1977) возникла и стала быстро развиваться гипотеза, подразумевающая, что хотя водные запасы Марса на первый взгляд незаметны, но могут быть сконцентрированы в подпочвенной мерзлоте и полярных шапках планеты.

Присутствие жидкой воды на поверхности Марса долгое время вообще считалось невозможным не только из-за низких средних температур, но и по причинам, определяемым термодинамическими свойствами системы фаз лёд <-> вода <-> водяной пар. При давлении 6,1 мбар и ниже вода кипит при любой температуре, допускающей её жидкое состояние. Водяной пар составляет ничтожную долю атмосферы Марса, но законы термодинамики таковы, что поведение фаз воды определяется полным давлением атмосферы, включая все её компоненты. Принятая для «средней» поверхности планеты величина 6,1 мбар была выбрана как аналог «уровня моря» на Земле. Она соответствует тройной точке диаграммы состояния воды при 0,01 °C, где в термодинамическом равновесии существуют все три фазы.