Vatten på Mars
Vattenis på Mars troligaste områden (10 december 2019)
Nästan allt vatten på Mars existerar idag som is, även om det också finns i små mängder som ånga i atmosfären . Vad man trodde var flytande saltlösningar med låg volym i grund marsjord , även kallad recurrent slope lineae , kan vara korn av strömmande sand och damm som glider nedför backen för att göra mörka strimmor. Den enda plats där vattenis är synlig vid ytan är vid den norra polarisen . Riklig vattenis finns också under den permanenta koldioxidisen vid Mars sydpol och i den grunda underytan vid mer tempererade förhållanden. Mer än 5 miljoner km 3 is har upptäckts vid eller nära Mars yta, tillräckligt för att täcka hela planeten till ett djup av 35 meter (115 fot). Ännu mer is kommer sannolikt att låsas in i den djupa underytan.
En del flytande vatten kan förekomma tillfälligt på Mars yta idag, men begränsat till spår av upplöst fukt från atmosfären och tunna filmer, som är utmanande miljöer för känt liv. Inga stora stående kroppar av flytande vatten existerar på planetens yta, eftersom atmosfärstrycket där är i genomsnitt bara 610 pascal (0,088 psi ), en siffra något under ångtrycket för vatten vid dess trippelpunkt ; under genomsnittliga Mars-förhållanden skulle värmande vatten på Mars-ytan sublimera , vilket betyder övergång direkt från fast till ånga; omvänt skulle kylvatten avsättas , vilket betyder övergång direkt från ånga till fast material. För ungefär 3,8 miljarder år sedan kan Mars ha haft en tätare atmosfär och högre yttemperaturer, vilket tillåter enorma mängder flytande vatten på ytan, möjligen inklusive ett stort hav som kan ha täckt en tredjedel av planeten. Vatten har också tydligen strömmat över ytan under korta perioder med olika intervall på senare tid i Mars historia. Aeolis Palus i Gale Crater , utforskad av Curiosity rover , är de geologiska resterna av en gammal sötvattensjö som kunde ha varit en gästvänlig miljö för mikrobiellt liv . Dagens inventering av vatten på Mars kan uppskattas från rymdfarkostbilder, fjärranalystekniker ( spektroskopiska mätningar, radar , etc.) och ytundersökningar från landare och rovers. Geologiska bevis på förflutna vatten inkluderar enorma utflödeskanaler uthuggna av översvämningar, forntida floddalnätverk , deltan och lakebeds ; och upptäckten av stenar och mineraler på ytan som bara kunde ha bildats i flytande vatten. Talrika geomorfa särdrag tyder på närvaron av markis ( permafrost ) och isrörelsen i glaciärer , både under det senaste förflutna och nutid. Gullar och sluttningar längs klippor och kraterväggar tyder på att strömmande vatten fortsätter att forma Mars yta, även om det är i mycket mindre grad än i det gamla förflutna.
Även om ytan på Mars periodvis var våt och kunde ha varit gästvänlig för mikrobiellt liv för miljarder år sedan, är den nuvarande miljön vid ytan torr och underfryst, vilket förmodligen utgör ett oöverstigligt hinder för levande organismer. Dessutom saknar Mars en tjock atmosfär, ozonskikt och magnetfält , vilket gör att sol- och kosmisk strålning kan träffa ytan obehindrat. De skadliga effekterna av joniserande strålning på cellstrukturen är en annan av de främsta begränsande faktorerna för överlevnaden av liv på ytan. Därför kan de bästa potentiella platserna för att upptäcka liv på Mars vara i underjordiska miljöer. Stora mängder underjordisk is har hittats på Mars; den detekterade vattenvolymen är ekvivalent med vattenvolymen i Lake Superior . År 2018 rapporterade forskare upptäckten av en subglacial sjö på Mars , 1,5 km (0,93 mi) under den södra polarisen, med en horisontell utsträckning på cirka 20 km (12 mi), den första kända stabila vattenmassan på planet, men efterföljande arbete har ifrågasatt denna upptäckt.
Att förstå omfattningen och situationen för vattnet på Mars är avgörande för att bedöma planetens potential för att hysa liv och för att tillhandahålla användbara resurser för framtida mänsklig utforskning . Av denna anledning var "Följ vattnet" det vetenskapliga temat för NASA :s Mars Exploration Program (MEP) under det första decenniet av 2000-talet. NASA- och ESA -uppdrag inklusive Mars Odyssey 2001 , Mars Express , Mars Exploration Rovers (MERs), Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) och Mars Phoenix -landaren har gett information om vattnets överflöd och utbredning på Mars. [ fullständig hänvisning behövs ] Mars Odyssey, Mars Express, MRO och Mars Science Lander Curiosity- rover fungerar fortfarande, och upptäckter fortsätter att göras.
I september 2020 bekräftade forskare förekomsten av flera stora saltvattensjöar under is i den sydpolära regionen av planeten Mars . Enligt en av forskarna, "Vi identifierade samma vattenförekomst [som föreslagits tidigare i en preliminär initial upptäckt], men vi hittade också tre andra vattenförekomster runt den huvudsakliga ... Det är ett komplext system." I mars 2021 rapporterade forskare att en avsevärd mängd vatten på forntida Mars har funnits kvar, men att det för det mesta sannolikt har hållits fast i klipporna och jordskorpan under åren.
Historisk bakgrund
Föreställningen om vatten på Mars föregick rymdåldern med hundratals år. Tidiga teleskopobservatörer antog med rätta att de vita polarlocken och molnen var indikationer på vattnets närvaro. Dessa observationer, tillsammans med det faktum att Mars har ett dygn på 24 timmar, ledde till att astronomen William Herschel 1784 förklarade att Mars förmodligen erbjöd sina invånare "en situation i många avseenden som liknar vår."
I början av 1900-talet insåg de flesta astronomer att Mars var mycket kallare och torrare än jorden. Förekomsten av hav accepterades inte längre, så paradigmet ändrades till en bild av Mars som en "döende" planet med bara en mager mängd vatten. De mörka områdena, som kunde ses förändras säsongsmässigt, ansågs då vara vegetationsområden. Den person som var mest ansvarig för att popularisera denna syn på Mars var Percival Lowell (1855–1916), som föreställde sig en ras av marsbor som konstruerade ett nätverk av kanaler för att föra vatten från polerna till invånarna vid ekvatorn. Trots att de genererade en enorm offentlig entusiasm, förkastades Lowells idéer av de flesta astronomer. Majoritetens syn på det vetenskapliga etablissemanget vid den tiden sammanfattas förmodligen bäst av den engelske astronomen Edward Walter Maunder (1851–1928) som jämförde Mars klimat med förhållandena på toppen av en tjugotusen fot (6 100 m) topp på en arktisk ö där endast lav kan förväntas överleva.
Under tiden förfinade många astronomer verktyget för planetarisk spektroskopi i hopp om att bestämma sammansättningen av Mars atmosfär . Mellan 1925 och 1943 Walter Adams och Theodore Dunham vid Mount Wilson Observatory identifiera syre och vattenånga i Mars atmosfär, med generellt negativa resultat. Den enda komponenten i Mars-atmosfären som med säkerhet var känd var koldioxid (CO 2 ) som identifierades spektroskopiskt av Gerard Kuiper 1947. Vattenånga upptäcktes inte entydigt på Mars förrän 1963.
Sammansättningen av polarlocken , som antas vara vattenis sedan Cassinis tid (1666), ifrågasattes av ett fåtal forskare i slutet av 1800-talet som föredrog CO 2 -is, på grund av planetens överlag låga temperatur och uppenbara brist på märkbart vatten . Denna hypotes bekräftades teoretiskt av Robert Leighton och Bruce Murray 1966. Idag är det känt att vintermössan vid båda polerna i första hand är sammansatta av CO 2 -is, men att en permanent (eller perenn) vattenis finns kvar under sommaren kl. norra polen. På den södra polen finns ett litet lock av CO 2 -is kvar under sommaren, men även detta lock är underliggande av vattenis.
Den sista biten av klimatpusslet på Mars tillhandahölls av Mariner 4 1965. Korniga tv-bilder från rymdfarkosten visade en yta dominerad av nedslagskratrar , vilket antydde att ytan var mycket gammal och inte hade upplevt nivån av erosion och tektonisk aktivitet som setts på jorden. Lite erosion gjorde att flytande vatten förmodligen inte hade spelat någon större roll i planetens geomorfologi på miljarder år. Dessutom tillät variationerna i radiosignalen från rymdfarkosten när den passerade bakom planeten forskare att beräkna atmosfärens densitet. Resultaten visade ett atmosfärstryck som var mindre än 1 % av jordens vid havsnivån, vilket effektivt utesluter förekomsten av flytande vatten, som snabbt skulle koka eller frysa vid så låga tryck. Således föddes en vision av Mars av en värld som liknar månen, men med bara en bit av en atmosfär för att blåsa dammet runt. Denna syn på Mars skulle pågå i nästan ytterligare ett decennium tills Mariner 9 visade en mycket mer dynamisk Mars med antydningar om att planetens tidigare miljö var mer behaglig än den nuvarande.
Den 24 januari 2014 rapporterade NASA att aktuella studier på Mars av Curiosity och Opportunity rovers kommer att söka efter bevis på forntida liv, inklusive en biosfär baserad på autotrofa , kemotrofa och/eller kemo-lito-autotrofa mikroorganismer , såväl som antika vatten, inklusive fluvio-lakustrina miljöer ( slätter relaterade till gamla floder eller sjöar) som kan ha varit beboeliga .
Under många år trodde man att de observerade resterna av översvämningar orsakades av utsläpp av vatten från ett globalt grundvattenskikt, men forskning publicerad 2015 avslöjar regionala avlagringar av sediment och is som placerats 450 miljoner år tidigare för att vara källan. "Deposition av sediment från floder och glaciärsmältningsfyllda gigantiska kanjoner under urhavet som finns i planetens norra lågland. Det var vattnet som bevarats i dessa kanjonsediment som senare släpptes ut som stora översvämningar, vars effekter kan ses idag."
Bevis från stenar och mineraler
Det är allmänt accepterat att Mars hade rikligt med vatten mycket tidigt i sin historia, men alla stora områden med flytande vatten har sedan dess försvunnit. En bråkdel av detta vatten hålls kvar på moderna Mars som både is och inlåst i strukturen av rikliga vattenrika material, inklusive lermineraler ( fyllosilikater ) och sulfater . Studier av väteisotopförhållanden indikerar att asteroider och kometer från mer än 2,5 astronomiska enheter (AU) utgör källan till Mars vatten, som för närvarande uppgår till 6% till 27% av jordens nuvarande hav.
Vatten i vittringsprodukter (vattenhaltiga mineraler)
Den primära stentypen på ytan av Mars är basalt , en finkornig magmatisk sten som mestadels består av de mafiska silikatmineralerna olivin , pyroxene och plagioklasfältspat . När de utsätts för vatten och atmosfäriska gaser förvandlas dessa mineraler kemiskt till nya (sekundära) mineral, av vilka några kan införliva vatten i sina kristallina strukturer, antingen som H 2 O eller som hydroxyl (OH). Exempel på hydratiserade (eller hydroxylerade) mineraler inkluderar järnhydroxiden goethite (en vanlig beståndsdel av markbundna jordar ); evaporitmineralerna gips och kieserit ; _ _ opalin kiseldioxid; och fyllosilikater (även kallade lermineraler ), såsom kaolinit och montmorillonit . Alla dessa mineraler har upptäckts på Mars.
En direkt effekt av kemisk vittring är att konsumera vatten och andra reaktiva kemiska arter, ta dem från mobila reservoarer som atmosfären och hydrosfären och binda dem i stenar och mineraler. Mängden vatten i Marsskorpan som lagras som hydratiserade mineraler är för närvarande okänd, men kan vara ganska stor. Till exempel antyder mineralogiska modeller av klipputsprången som undersökts med instrument på Opportunity -rovern vid Meridiani Planum att sulfatavlagringarna där kan innehålla upp till 22 viktprocent vatten.
På jorden involverar alla kemiska vittringsreaktioner vatten till viss del. Således innehåller många sekundära mineraler faktiskt inte vatten, men kräver fortfarande vatten för att bildas. Några exempel på vattenfria sekundära mineraler inkluderar många karbonater , vissa sulfater (t.ex. anhydrit ) och metalloxider som järnoxidmineralet hematit . På Mars kan ett fåtal av dessa vittringsprodukter teoretiskt bildas utan vatten eller med små mängder närvarande som is eller i tunna filmer i molekylär skala ( monoskikt ). I vilken utsträckning sådana exotiska vittringsprocesser fungerar på Mars är fortfarande osäkert. Mineraler som innehåller vatten eller bildas i närvaro av vatten kallas i allmänhet för "vattenhaltiga mineraler".
Vattenhaltiga mineraler är känsliga indikatorer på vilken typ av miljö som fanns när mineralen bildades. Den lätthet med vilken vattenhaltiga reaktioner inträffar (se Gibbs fria energi ) beror på trycket, temperaturen och på koncentrationerna av de inblandade gasformiga och lösliga ämnena. Två viktiga egenskaper är pH och oxidations -reduktionspotential (Eh ) . Till exempel bildas sulfatmineralet jarosit endast i vatten med lågt pH (mycket surt). Fyllosilikater bildas vanligtvis i vatten med neutralt till högt pH (alkaliskt). Eh är ett mått på oxidationstillståndet för ett vattenhaltigt system. Tillsammans indikerar E h och pH de typer av mineral som är termodynamiskt mest stabila och därför mest sannolikt bildas från en given uppsättning vattenhaltiga komponenter. Sålunda kan tidigare miljöförhållanden på Mars, inklusive de som främjar liv, utläsas från de typer av mineral som finns i stenarna.
Hydrotermisk förändring
Vattenhaltiga mineraler kan också bildas i underytan genom att hydrotermiska vätskor migrerar genom porer och sprickor. Värmekällan som driver ett hydrotermiskt system kan vara magmakroppar i närheten eller restvärme från stora nedslag . En viktig typ av hydrotermisk förändring i jordens oceaniska skorpa är serpentinisering , som uppstår när havsvatten migrerar genom ultramafiska och basaltiska stenar. Vatten-bergreaktionerna resulterar i oxidation av järnhaltigt järn i olivin och pyroxen för att producera järn (som mineralet magnetit ) vilket ger molekylärt väte (H 2 ) som en biprodukt. Processen skapar en mycket alkalisk och reducerande (lågt Eh) miljö som gynnar bildandet av vissa fyllosilikater (serpentinmineraler) och olika karbonatmineraler, som tillsammans bildar en sten som kallas serpentinit . Vätgasen som produceras kan vara en viktig energikälla för kemosyntetiska organismer eller så kan den reagera med CO 2 för att producera metangas , en process som har ansetts vara en icke-biologisk källa för de spårmängder av metan som rapporterats i Mars atmosfär. Serpentine mineraler kan också lagra mycket vatten (som hydroxyl) i sin kristallstruktur. En nyligen genomförd studie har hävdat att hypotetiska serpentiniter i Mars forntida höglandsskorpa kunde hålla så mycket som ett 500 meter (1 600 fot) tjockt globalt ekvivalentlager (GEL) vatten. Även om vissa serpentinmineraler har upptäckts på Mars, är inga utbredda utsprång uppenbara från fjärranalysdata. Detta faktum utesluter inte närvaron av stora mängder serpentinit gömd på djupet i Mars-skorpan.
Väderhastigheter
Hastigheterna med vilka primära mineraler omvandlas till sekundära vattenhaltiga mineraler varierar. Primära silikatmineraler kristalliserar från magma under tryck och temperaturer som är mycket högre än förhållandena på en planets yta. När de utsätts för en ytmiljö är dessa mineraler ur jämvikt och tenderar att interagera med tillgängliga kemiska komponenter för att bilda mer stabila mineralfaser. I allmänhet är de silikatmineraler som kristalliseras vid de högsta temperaturerna (stelnar först i en kylande magma) snabbast. På jorden och Mars är det vanligaste mineralet som uppfyller detta kriterium olivin , som lätt vittrar ut till lermineraler i närvaro av vatten.
Olivin är utbredd på Mars, vilket tyder på att Mars yta inte har förändrats genomgående av vatten; rikliga geologiska bevis tyder på annat.
Mars meteoriter
Över 60 meteoriter har hittats som kom från Mars. Några av dem innehåller bevis för att de exponerades för vatten när de var på Mars. Vissa Mars-meteoriter som kallas basaltshergottiter , verkar (från närvaron av hydratiserade karbonater och sulfater ) ha exponerats för flytande vatten innan de kastas ut i rymden. Det har visat sig att en annan klass av meteoriter, nakhliterna , var genomträngd av flytande vatten för cirka 620 miljoner år sedan och att de kastades ut från Mars för cirka 10,75 miljoner år sedan av ett asteroidnedslag. De föll till jorden under de senaste 10 000 åren. Marsmeteoriten NWA 7034 har en storleksordning mer vatten än de flesta andra marsmeteoriter. Det liknar basalterna som studerats av roveruppdrag, och det bildades i den tidiga Amazonas epok .
1996 rapporterade en grupp forskare om möjlig närvaro av mikrofossiler i Allan Hills 84001, en meteorit från Mars. Många studier ifrågasatte giltigheten av deras tolkning främst baserat på formen på dessa förmodade fossiler. Man fann att det mesta av det organiska materialet i meteoriten var av terrestriskt ursprung. Dessutom är den vetenskapliga konsensusen att "enbart morfologi inte kan användas entydigt som ett verktyg för upptäckt av primitivt liv". Tolkning av morfologi är notoriskt subjektiv, och dess användning ensam har lett till många tolkningsfel.
Geomorfa bevis
Sjöar och älvdalar
1971 års rymdfarkost Mariner 9 orsakade en revolution i våra idéer om vatten på Mars. Enorma floddalar hittades i många områden. Bilder visade att översvämningar av vatten bröt igenom dammar, ristade djupa dalar, eroderade räfflor i berggrunden och färdades tusentals kilometer. Områden med grenade bäckar, på södra halvklotet, antydde att regn en gång föll. Antalet erkända dalar har ökat med tiden. Forskning publicerad i juni 2010 kartlade 40 000 floddalar på Mars, vilket ungefär fyrdubblade antalet floddalar som tidigare hade identifierats. Mars vattenburna särdrag kan klassificeras i två distinkta klasser: 1) dendritiska (grenade), terrestra skala, vida spridda, noachiska dalnätverk och 2) exceptionellt stora, långa, entrådiga, isolerade utflöden i Hesperian - åldern kanaler . Nyligen arbete tyder på att det också kan finnas en klass av för närvarande gåtfulla, mindre, yngre ( Hesperian till Amazonian ) kanaler på mitten av breddgraderna, kanske förknippade med en och annan lokal smältning av isavlagringar.
Vissa delar av Mars visar omvänd relief . Detta inträffar när sediment avsätts på golvet i en bäck och sedan blir resistenta mot erosion, kanske genom cementering. Senare kan området begravas. Så småningom tar erosion bort täckskiktet och de tidigare bäckarna blir synliga eftersom de är resistenta mot erosion. Mars Global Surveyor hittade flera exempel på denna process. Många inverterade strömmar har upptäckts i olika regioner av Mars, särskilt i Medusae Fossae-formationen , Miyamoto-kratern , Saheki-kratern och Juventae-platån.
En mängd olika sjöbassänger har upptäckts på Mars. Vissa är jämförbara i storlek med de största sjöarna på jorden, såsom Kaspiska havet , Svarta havet och Baikalsjön . Sjöar som matades av dalnät finns i södra höglandet. Det finns platser som är slutna sänkor med floddalar som leder in i dem. Dessa områden tros en gång ha innehållit sjöar; den ena är i Terra Sirenum som fick sitt överflöde att flytta genom Ma'adim Vallis in i Gusev-kratern , utforskad av Mars Exploration Rover Spirit . En annan är nära Parana Valles och Loire Vallis. Vissa sjöar tros ha bildats genom nederbörd, medan andra har bildats av grundvatten. Sjöar beräknas ha funnits i Argyre-bassängen, Hellas-bassängen och kanske i Valles Marineris . Det är troligt att ibland i Noachian fanns många kratrar värd för sjöar. Dessa sjöar överensstämmer med en kall, torr (enligt jordmått) hydrologisk miljö ungefär som den i Great Basin i västra USA under det sista istidens maximum .
Forskning från 2010 tyder på att Mars också hade sjöar längs delar av ekvatorn. Även om tidigare forskning hade visat att Mars hade en varm och blöt tidig historia som för länge sedan har torkat ut, existerade dessa sjöar i Hesperian Epok , en mycket senare period. Med hjälp av detaljerade bilder från NASA:s Mars Reconnaissance Orbiter spekulerar forskarna att det kan ha skett ökad vulkanisk aktivitet, meteoritnedslag eller förskjutningar i Mars omloppsbana under denna period för att värma upp Mars atmosfär tillräckligt för att smälta den rikliga isen som finns i marken. Vulkaner skulle ha släppt ut gaser som förtjockade atmosfären under en tillfällig period, fånga in mer solljus och göra det tillräckligt varmt för flytande vatten. I denna studie upptäcktes kanaler som kopplade samman sjöbassänger nära Ares Vallis . När en sjö fylldes upp svämmade dess vatten över stränderna och skar ut kanalerna till ett lägre område där en annan sjö skulle bildas. Dessa torra sjöar skulle vara mål för att leta efter bevis ( biosignaturer ) för tidigare liv.
Den 27 september 2012 tillkännagav NASA-forskare att Curiosity- rovern hittade direkta bevis för en gammal strömbädd i Gale-kratern , vilket tyder på ett gammalt "kraftigt flöde" av vatten på Mars. Speciellt visade analys av den nu torra bäckbädden att vattnet rann i 3,3 km/h (0,92 m/s), möjligen på höftdjup. Bevis på rinnande vatten kom i form av rundade småstenar och grusbitar som bara kunde ha blivit vittrade av starka vätskeströmmar. Deras form och orientering antyder långdistanstransport från ovankanten av kratern, där en kanal som heter Peace Vallis matas in i den alluviala fläkten .
Eridania Lake är en teoretiserad gammal sjö med en yta på ungefär 1,1 miljoner kvadratkilometer. [ fullständig hänvisning behövs ] Dess maximala djup är 2 400 meter och dess volym är 562 000 km 3 . Det var större än det största landlåsta havet på jorden, Kaspiska havet , och innehöll mer vatten än alla andra Mars sjöar tillsammans. Eridaniahavet rymde mer än nio gånger så mycket vatten som alla Nordamerikas stora sjöar . Den övre ytan av sjön antogs vara på höjden av dalnät som omger sjön; de slutar alla på samma höjd, vilket tyder på att de tömdes i en sjö. [ fullständig hänvisning behövs ]
Forskning med CRISM fann tjocka avlagringar, större än 400 meter tjocka, som innehöll mineralerna saponit , talk-saponit, Fe-rik glimmer (till exempel glaukonit - nontronit ), Fe- och Mg-serpentin, Mg-Fe-Ca- carbonate och troligt Fesulfid . Fe-sulfiden har troligen bildats i djupt vatten från vatten som värmts upp av vulkaner . En sådan process, klassad som hydrotermisk, kan ha varit en plats där livet på jorden började.
Karta som visar uppskattat vattendjup i olika delar av Eridaniahavet Denna karta är cirka 530 miles tvärs över.
Djupbassängavlagringar från botten av Eridaniahavet. Mesorna på golvet är där eftersom de skyddades mot intensiv erosion av djupt vatten/is. CRISM- mätningar visar att mineraler kan komma från hydrotermiska avlagringar på havsbotten.
Diagram som visar hur vulkanisk aktivitet kan ha orsakat avsättning av mineraler på golvet i Eridaniahavet. Klorider avsattes längs strandlinjen genom avdunstning.
Sjödeltan
Forskare har hittat ett antal exempel på deltan som bildats i sjöar på Mars. Att hitta delta är ett stort tecken på att Mars en gång hade mycket flytande vatten. Delta kräver vanligtvis djupt vatten under en lång tidsperiod för att bildas. Dessutom måste vattennivån vara stabil för att sediment inte ska sköljas bort. Delta har hittats över ett brett geografiskt område, även om det finns en viss indikation på att delta kan vara koncentrerade runt kanterna av det förmodade före detta norra havet av Mars .
Grundvatten
År 1979 trodde man att utflödeskanaler bildades i enstaka, katastrofala sprickor av vattenreservoarer under ytan, möjligen förseglade av is, och släppte ut kolossala mängder vatten över en annars torr Mars-yta. Dessutom finns bevis för kraftiga eller till och med katastrofala översvämningar i de gigantiska krusningarna i Athabasca Vallis . Många utflödeskanaler börjar vid Chaos- eller Chasma -funktioner, vilket ger bevis för brottet som kunde ha brutit en underjordisk isförsegling.
De förgrenade dalnäten på Mars överensstämmer inte med bildandet av plötsliga katastrofala utsläpp av grundvatten, både när det gäller deras dendritiska former som inte kommer från en enda utflödespunkt, och när det gäller utsläppen som uppenbarligen strömmade längs dem. Istället har vissa författare hävdat att de bildades av långsamt läckage av grundvatten från underytan huvudsakligen som källor. Till stöd för denna tolkning börjar uppströmsändarna av många dalar i sådana nätverk med box canyon eller "amfiteater" huvuden, som på jorden vanligtvis är förknippade med grundvattenläckage. Det finns också få tecken på finare skala kanaler eller dalar vid spetsarna av kanalerna, vilket vissa författare har tolkat som att flödet uppenbarade sig plötsligt från underytan med märkbar urladdning, snarare än att ackumuleras gradvis över ytan. Andra har ifrågasatt kopplingen mellan amfiteaterns dalar och bildandet av grundvatten för terrestra exempel, och har hävdat att bristen på fina skalhuvuden till dalnätverk beror på att de avlägsnas genom vittring eller påverkan på trädgårdsarbete . De flesta författare accepterar att de flesta dalnätverk åtminstone delvis påverkades och formades av processer med grundvattensläckning.
Grundvatten spelade också en viktig roll för att kontrollera storskaliga sedimentationsmönster och processer på Mars. Enligt denna hypotes kom grundvatten med lösta mineraler till ytan, i och runt kratrar, och hjälpte till att bilda lager genom att tillsätta mineraler – särskilt sulfat – och cementera sediment . Med andra ord kan vissa lager ha bildats genom att grundvatten stiger upp och avsätter mineraler och cementerar befintliga, lösa, eoliska sediment. De härdade lagren är följaktligen mer skyddade mot erosion . En studie publicerad 2011 med data från Mars Reconnaissance Orbiter visar att samma typer av sediment finns i ett stort område som inkluderar Arabia Terra . Det har hävdats att områden som är rika på sedimentära bergarter också är de områden som med största sannolikhet upplevt grundvattenuppströmning i regional skala.
I februari 2019 publicerade europeiska forskare geologiska bevis på ett uråldrigt planetomfattande grundvattensystem som, utan tvekan, var kopplat till ett förmodat enormt hav. I september 2019 rapporterade forskare att InSight -landaren avslöjade oförklarliga magnetiska pulser och magnetiska svängningar i överensstämmelse med en planetomfattande reservoar av flytande vatten djupt under jorden.
Mars ocean hypotes
Mars oceanhypotesen föreslår att Vastitas Borealis -bassängen var platsen för ett hav av flytande vatten minst en gång, och presenterar bevis på att nästan en tredjedel av Mars yta täcktes av ett flytande hav tidigt i planetens geologiska historia . Detta hav, kallat Oceanus Borealis , skulle ha fyllt Vastitas Borealis-bassängen på norra halvklotet, en region som ligger 4–5 kilometer (2,5–3,1 mi) under den genomsnittliga planethöjden. Två stora förmodade kustlinjer har föreslagits: en högre, som dateras till en tidsperiod på cirka 3,8 miljarder år sedan och samtidigt med bildandet av dalnätverken i högländerna , och en lägre, kanske korrelerad med de yngre utflödeskanalerna . Den högre, "Arabias kustlinje", kan spåras runt hela Mars utom genom vulkanområdet Tharsis. Den nedre, 'Deuteronilus', följer Vastitas Borealis- formationen.
En studie i juni 2010 drog slutsatsen att det äldre havet skulle ha täckt 36 % av Mars. Data från Mars Orbiter Laser Altimeter (MOLA), som mäter höjden för all terräng på Mars, användes 1999 för att fastställa att vattendelaren för ett sådant hav skulle ha täckt cirka 75 % av planeten. Tidig Mars skulle ha krävt ett varmare klimat och tätare atmosfär för att tillåta flytande vatten att existera vid ytan. Dessutom stöder det stora antalet dalnätverk starkt möjligheten av en hydrologisk cykel på planeten tidigare.
Förekomsten av ett ursprungligt Marshav är fortfarande kontroversiellt bland forskare, och tolkningarna av vissa egenskaper som "urgamla strandlinjer" har ifrågasatts. Ett problem med den förmodade 2 miljarder år gamla (2 Ga ) strandlinjen är att den inte är platt – dvs inte följer en linje med konstant gravitationspotential. Detta kan bero på en förändring i fördelningen av Mars massa, kanske på grund av vulkanutbrott eller meteornedslag; vulkanprovinsen Elysium eller den massiva Utopia-bassängen som ligger begravd under de norra slätterna har lagts fram som de mest troliga orsakerna.
I mars 2015 konstaterade forskare att det finns bevis för ett uråldrigt hav på Mars, troligtvis på planetens norra halvklot och ungefär lika stor som jordens Ishavet , eller ungefär 19 % av Mars yta. Detta fynd härleddes från förhållandet mellan vatten och deuterium i den moderna Mars-atmosfären jämfört med förhållandet som finns på jorden. Åtta gånger så mycket deuterium hittades på Mars än vad som finns på jorden, vilket tyder på att forntida Mars hade betydligt högre vattennivåer. Resultat från Curiosity -rovern hade tidigare funnit ett högt förhållande av deuterium i Gale Crater , men inte tillräckligt högt för att antyda närvaron av ett hav. Andra forskare varnar för att denna nya studie inte har bekräftats, och påpekar att klimatmodeller från mars ännu inte har visat att planeten var tillräckligt varm tidigare för att stödja kroppar av flytande vatten.
Ytterligare bevis för ett nordligt hav publicerades i maj 2016, som beskriver hur en del av ytan i Ismenius Lacus-fyrkanten förändrades av två tsunamier . Tsunamin orsakades av asteroider som träffade havet. Båda ansågs ha varit tillräckligt starka för att skapa kratrar med en diameter på 30 km. Den första tsunamin tog upp och bar stenblock lika stora som bilar eller små hus. Bakspolningen från vågen bildade kanaler genom att omarrangera stenblocken. Den andra kom in när havet var 300 m lägre. Den andra bar en hel del is som släpptes i dalar. Beräkningar visar att vågornas medelhöjd skulle ha varit 50 m, men höjderna skulle variera från 10 m till 120 m. Numeriska simuleringar visar att det i just denna del av havet skulle bildas två nedslagskratrar av storleken 30 km i diameter vart 30:e miljon år. Innebörden här är att ett stort nordhav kan ha funnits i miljontals år. Ett argument mot ett hav har varit bristen på strandlinjeegenskaper. Dessa funktioner kan ha tvättats bort av dessa tsunamihändelser. De delar av Mars som studeras i denna forskning är Chryse Planitia och nordvästra Arabia Terra . Dessa tsunamier påverkade vissa ytor i Ismenius Lacus-fyrkanten och i Mare Acidalium-fyrkanten .
I juli 2019 rapporterades stöd för ett forntida hav på Mars som kan ha bildats av en möjlig megatsunamikälla till följd av ett meteoritnedslag som skapade Lomonosov-kratern .
I januari 2022 visar en studie om klimatet för 3 Gy sedan på Mars att ett hav är stabilt med ett vattenkretslopp som är stängt. De uppskattar att ett returvattenflöde, i form av is i glaciären, från det isiga höglandet till havet är mindre än jorden vid det sista glaciärmaximumet. Denna simulering inkluderar för första gången en cirkulation av havet. De visar att havets cirkulation hindrar havet från att frysa. Dessa visar också att simuleringar stämmer överens med observerade geomorfologiska särdrag som identifierats som gamla glaciala dalar.
Bevis för de senaste flödena
.gif)
Rent flytande vatten kan inte existera i en stabil form på Mars yta med dess nuvarande låga atmosfärstryck och låga temperatur, förutom på de lägsta höjderna under några timmar. Så, ett geologiskt mysterium började 2006 när observationer från NASA:s Mars Reconnaissance Orbiter avslöjade ravinavlagringar som inte fanns där tio år tidigare, möjligen orsakade av flytande saltlake under de varmaste månaderna på Mars. Bilderna var av två kratrar i Terra Sirenum och Centauri Montes som verkar visa närvaron av flöden (våta eller torra) på Mars någon gång mellan 1999 och 2001.
Det råder oenighet inom det vetenskapliga samfundet om huruvida raviner bildas av flytande vatten. Det är också möjligt att flödena som skär raviner är torra korn, eller kanske smorda av koldioxid. Vissa studier intygar att raviner som bildas i södra höglandet inte kunde bildas av vatten på grund av otillbörliga förhållanden. De lågtrycks, icke-geotermiska, kallare områdena skulle inte ge vika för flytande vatten någon gång på året, men skulle vara idealiska för fast koldioxid. Koldioxiden som smälter under den varmare sommaren skulle ge flytande koldioxid som sedan skulle bilda ravinerna. Även om raviner är huggna av strömmande vatten vid ytan, förstår man inte den exakta källan till vattnet och mekanismerna bakom dess rörelse.
De torra ravinerna är djupa spår etsade in i sluttningarna som består året runt. Det finns många andra funktioner på Mars, och några av dem ändras säsongsmässigt.
I augusti 2011 tillkännagav NASA upptäckten av doktoranden Lujendra Ojha [ självpublicerad källa? ] av nuvarande säsongsförändringar på branta sluttningar nedanför klipphällar nära kraterkanter på södra halvklotet. Dessa mörka ränder, nu kallade recurrent slope lineae (RSL), sågs växa nedåt under den varmaste delen av marssommaren, för att sedan gradvis blekna under resten av året och återkommande cykliskt mellan åren. Forskarna föreslog att dessa märken stämde överens med saltvatten ( saltvatten ) som flödade nedför sluttningen och sedan avdunstar, vilket möjligen lämnar någon form av rester. Det spektroskopiska instrumentet CRISM har sedan dess gjort direkta observationer av vattenhaltiga salter som uppträder samtidigt som dessa återkommande lutningslinjer bildas, vilket bekräftar 2015 att dessa linjer produceras av flytande saltlösningar genom grunda jordar. Linorna innehåller hydratiserade klorat- och perkloratsalter ( ClO
4 − ), som innehåller flytande vattenmolekyler. Lineae flödar nedför backen under marssommaren, när temperaturen är över −23 °C (−9 °F; 250 K). Källan till vattnet är dock fortfarande okänd. Neutronspektrometerdata från Mars Odyssey orbiter som erhållits under ett decennium publicerades dock i december 2017 och visar inga bevis på vatten (hydrerad regolit) på de aktiva platserna, så dess författare stöder också hypoteserna om antingen kortlivat atmosfäriskt vatten ångavsvällning eller torra granulära flöden. De drar slutsatsen att flytande vatten på dagens Mars kan vara begränsat till spår av löst fukt från atmosfären och tunna filmer, som är utmanande miljöer för livet som det är känt för närvarande.
Ett alternativt scenario är en Knudsen-pumpeffekt, från fotoforetisk när skuggor uppstår i ett granulärt material. Författarna visade att RSL stannade vid en vinkel på 28° i Garni-kratern, i överensstämmelse med torr granulär lavin. Dessutom påpekade författarna flera begränsningar av den våta hypotesen, såsom det faktum att detekteringen av vatten endast var indirekt (saltdetektering men inte vatten).
Presentera vatten
En betydande mängd ytväte har observerats globalt av Mars Odysseys neutronspektrometer och gammastrålningsspektrometer och Mars Express High Resolution Stereo Camera (HRSC). Detta väte tros vara inkorporerat i isens molekylära struktur, och genom stökiometriska beräkningar har de observerade flödena omvandlats till koncentrationer av vattenis i den övre metern av Mars yta. Denna process har avslöjat att is är både utbredd och riklig på den nuvarande ytan. Under 60 grader av latitud, är is koncentrerad i flera regioner, särskilt runt Elysium -vulkanerna, Terra Sabaea och nordväst om Terra Sirenum , och finns i koncentrationer upp till 18% is i underytan. Över 60 grader latitud finns det mycket is. Mot polen på 70 grader av latitud överstiger iskoncentrationerna 25 % nästan överallt och närmar sig 100 % vid polerna. Radarljudinstrumenten SHARAD och MARSIS har också bekräftat att individuella ytegenskaper är isrika. På grund av den kända instabiliteten hos is vid nuvarande ytförhållanden på Mars, tror man att nästan all denna is är täckt av ett tunt lager av stenigt eller dammigt material.
Mars Odyssey neutronspektrometerobservationer indikerar att om all is i den översta metern av Mars-ytan spreds jämnt, skulle det ge ett vattenekvivalent globalt lager (WEG) på minst ≈14 centimeter (5,5 tum) – med andra ord, den globalt genomsnittliga Mars-ytan är cirka 14 % vatten. Vattenisen som för närvarande är låst i båda Mars-polerna motsvarar en WEG på 30 meter (98 fot), och geomorfa bevis gynnar betydligt större mängder ytvatten över geologisk historia, med WEG så djupt som 500 meter (1 600 fot). Man tror att en del av detta tidigare vatten har gått förlorat till den djupa underytan och en del till rymden, även om den detaljerade massbalansen för dessa processer fortfarande är dåligt förstådd. Den nuvarande atmosfäriska vattenreservoaren är viktig som en ledning som tillåter gradvis migration av is från en del av ytan till en annan på både säsongsbetonade och längre tidsskalor, men den är obetydlig i volym, med en WEG på högst 10 mikrometer (0,00039 in). ).
Det är möjligt att flytande vatten också kan existera på Mars yta genom bildandet av saltlösningar som antyds av överflöd av hydratiserade salter. Saltlösningar är betydande på Mars eftersom de kan stabilisera flytande vatten vid lägre temperaturer än rent vatten på egen hand. Rent flytande vatten är instabilt på planetens yta, eftersom det utsätts för frysning, avdunstning och kokning. I likhet med hur salt appliceras på vägar på jorden för att hindra dem från att isa över, kan saltlösningar av vatten och salt på Mars ha tillräckligt låga fryspunkter för att leda till stabil vätska vid ytan. regolitens komplexa natur är blandningar av salter kända för att förändra stabiliteten hos saltlösningar. Modellering av utsöndringen av saltblandningar kan användas för att testa saltlösningens stabilitet och kan hjälpa oss att avgöra om flytande saltlösningar finns på Mars yta. Sammansättningen av Martian-regoliten, bestämd av Phoenix -landaren, kan användas för att begränsa dessa modeller och ge en korrekt representation av hur saltlösningar faktiskt kan bildas på planeten. Resultaten av dessa modeller ger vattenaktivitetsvärden för olika salter vid olika temperaturer, där ju lägre vattenaktivitet desto stabilare saltlösning. Vid temperaturer mellan 208 K och 253 K kloratsalter de lägsta värdena för vattenaktivitet, och under 208 K uppvisar kloridsalter de lägsta värdena . Resultat av modellering visar att de ovan nämnda komplexa blandningarna av salter inte signifikant ökar stabiliteten hos saltlösningar, vilket indikerar att saltlösningar kanske inte är en betydande källa till flytande vatten på Mars yta.
Polarisarna
Förekomsten av is i Mars norra ( Planum Boreum ) och södra ( Planum Australe ) polarlock har varit känd sedan tiden för Mariner 9 omloppsbana. Mängden och renheten av denna is var dock inte känd förrän i början av 2000-talet. År 2004 MARSIS- radarekolodet på den europeiska Mars Express- satelliten förekomsten av relativt ren is i den södra polarisen som sträcker sig till ett djup av 3,7 kilometer (2,3 mi) under ytan. På liknande sätt observerade SHARAD-radarekolodet ombord på Mars Reconnaissance Orbiter basen av den nordliga polarmössan 1,5 – 2 km under ytan. Tillsammans liknar volymen av is som finns i Mars norra och södra polarisen den på Grönlands istäcke .
Ett ännu större inlandsis på sydpolarområdet misstänks ha dragit sig tillbaka i antiken ( hesperisk period ), som kan ha innehållit 20 miljoner km 3 vattenis, vilket motsvarar ett lager 137 m djupt över hela planeten.
Båda polarmössorna avslöjar rikliga inre lager av is och damm när de undersöks med bilder av de spiralformade trågen som skär genom deras volym, och de underjordiska radarmätningarna visade att dessa lager sträcker sig kontinuerligt över inlandsisen. Denna skiktning innehåller ett rekord av tidigare klimat på Mars, precis hur jordens inlandsisar har rekord för jordens klimat. Att läsa denna post är dock inte okomplicerad, så många forskare har studerat denna skiktning inte bara för att förstå strukturen, historien och flödesegenskaperna hos mössorna, utan också för att förstå utvecklingen av klimatet på Mars.
Runt polarmössorna finns många mindre inlandsisar inuti kratrar, av vilka några ligger under tjocka avlagringar av sand eller damm från mars. Speciellt beräknas den 81,4 kilometer (50,6 mi) breda Korolev-kratern innehålla cirka 2 200 kubikkilometer (530 cu mi) vattenis exponerad till ytan. Korolevs golv ligger cirka 2 kilometer (1,2 mi) under kanten och täcks av en 1,8 kilometer (1,1 mi) djup central hög av permanent vattenis, upp till 60 kilometer (37 mi) i diameter.
Subglacialt flytande vatten
Förekomsten av subglaciala sjöar på Mars antogs när modellering av sjön Vostok i Antarktis visade att denna sjö kunde ha existerat före den antarktiska glaciationen, och att ett liknande scenario potentiellt kunde ha inträffat på Mars. I juli 2018 rapporterade forskare från den italienska rymdorganisationen upptäckten av en sådan subglacial sjö på Mars, 1,5 kilometer (1 mi) under den södra polarisen och sträcker sig över 20 kilometer (10 mi) horisontellt, det första beviset för en stabil kropp av flytande vatten på planeten. Bevisen för denna Mars-sjö härleddes från en ljuspunkt i radarekolodsdata från MARSIS -radarn ombord på European Mars Express orbiter, insamlad mellan maj 2012 och december 2015. Den upptäckta sjön är centrerad vid 193°E, 81° S, ett platt område som inte uppvisar några speciella topografiska egenskaper utan är omgivet av högre mark, utom på dess östra sida där det finns en fördjupning. SHARAD - radarn ombord på NASA:s Mars Reconnaissance Orbiter har inte sett några tecken på sjön. Driftsfrekvenserna för SHARAD är designade för högre upplösning, men lägre penetrationsdjup, så om den överliggande isen innehåller en betydande mängd silikater är det osannolikt att SHARAD kommer att kunna upptäcka den förmodade sjön.
Den 28 september 2020 bekräftades MARSIS-upptäckten, med hjälp av ny data och omanalys av all data med en ny teknik. Dessa nya radarstudier rapporterar om ytterligare tre subglaciala sjöar på Mars. Alla är 1,5 km (0,93 mi) under den södra polarisen . Storleken på den första sjön som hittades, och den största, har korrigerats till 30 km (19 mi) bred. Den är omgiven av 3 mindre sjöar, var och en några kilometer breda.
.jpg)
Eftersom temperaturen vid basen av polarlocket uppskattas till 205 K (−68 °C; −91 °F), antar forskare att vattnet kan förbli flytande genom frostskyddseffekten av magnesium- och kalciumperklorater . Det 1,5 kilometer långa isskiktet som täcker sjön består av vattenis med 10 till 20 % blandat damm och säsongsmässigt täckt av ett 1 meter (3 fot 3 tum) tjockt lager av CO 2 -is . Eftersom rådatatäckningen av den södra polarisen är begränsad, konstaterade upptäckarna att "det finns ingen anledning att dra slutsatsen att närvaron av underjordiskt vatten på Mars är begränsad till en enda plats."
Under 2019 publicerades en studie som undersökte de fysiska förutsättningarna som krävs för att en sådan sjö ska existera. Studien beräknade mängden geotermisk värme som krävs för att nå temperaturer under vilka en flytande vatten- och perkloratblandning skulle vara stabil under isen. Författarna drog slutsatsen att "även om det finns lokala koncentrationer av stora mängder perkloratsalter vid basen av sydpolarisen, är typiska Mars-förhållanden för kalla för att smälta isen ... en lokal värmekälla i skorpan behövs för att öka temperaturerna, och en magmakammare inom 10 km från isen skulle kunna ge en sådan värmekälla. Detta resultat tyder på att om tolkningen av flytande vatten av observationerna är korrekt, kan magmatism på Mars ha varit aktiv extremt nyligen."
Om det verkligen finns en flytande sjö, kan dess salta vatten också blandas med jord för att bilda ett slam. Sjöns höga saltnivåer skulle innebära svårigheter för de flesta livsformer. På jorden finns organismer som kallas halofiler som trivs under extremt salta förhållanden, men inte i mörka, kalla, koncentrerade perkloratlösningar. Ändå kan halotoleranta organismer klara av ökade perkloratkoncentrationer genom att utnyttja fysiologiska anpassningar som liknar de som observerats i jästen Debaryomyces hansenii som exponerades i labbexperiment för ökande NaClO 4 - koncentrationer.
Mald is
Under många år har olika forskare föreslagit att vissa ytor från Mars ser ut som periglaciala områden på jorden. I analogi med dessa terrestra egenskaper har det hävdats i många år att dessa kan vara områden med permafrost . Detta skulle tyda på att fruset vatten ligger precis under ytan. Ett vanligt drag på de högre breddgraderna, mönstrad mark , kan förekomma i ett antal former, inklusive ränder och polygoner. På jorden orsakas dessa former av frysning och upptining av jord. Det finns andra typer av bevis för stora mängder fruset vatten under Mars yta, som terrängmjukning , som rundar skarpa topografiska drag. Bevis från Mars Odysseys gammastrålningsspektrometer och direkta mätningar med Phoenix -landaren har bekräftat att många av dessa egenskaper är intimt förknippade med förekomsten av markis.
Under 2017, med hjälp av HiRISE-kameran ombord på Mars Reconnaissance Orbiter (MRO), fann forskare minst åtta eroderande sluttningar som visar exponerade inlandsisar så tjocka som 100 meter, täckta av ett lager på cirka 1 eller 2 meter tjockt jord . Platserna ligger på breddgrader från cirka 55 till 58 grader, vilket tyder på att det finns grund markis under ungefär en tredjedel av Mars yta. Denna bild bekräftar vad som tidigare upptäckts med spektrometern vid Mars Odyssey 2001 , de markpenetrerande radarerna på MRO och Mars Express , och av Phoenix - landaren in situ- utgrävning. Dessa islager har lättillgängliga ledtrådar om Mars klimathistoria och gör fruset vatten tillgängligt för framtida robot- eller mänskliga upptäcktsresande. Vissa forskare föreslog att dessa avlagringar kunde vara resterna av glaciärer som fanns för miljoner år sedan när planetens rotationsaxel och omloppsbana var annorlunda. (Se avsnittet Mars istider nedan.) En mer detaljerad studie publicerad 2019 upptäckte att vattenis finns på breddgraderna norr om 35°N och söder om 45°S, med vissa isfläckar bara några centimeter från ytan täckt av damm . Utvinning av vattenis vid dessa förhållanden skulle inte kräva komplex utrustning.
![Close view of wall of triangular depression, as seen by HiRISE layers are visible in the wall. These layers contain ice. The lower layers are tilted, while layers near the surface are more or less horizontal. Such an arrangement of layers is called an "angular unconformity."[259]](//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/7/7e/50345_1230icelayersangular.jpg/190px-50345_1230icelayersangular.jpg)
Närbild av väggen av triangulär fördjupning, som ses av HiRISE-skikten är synliga i väggen. Dessa lager innehåller is. De nedre skikten lutar, medan skikten nära ytan är mer eller mindre horisontella. Ett sådant arrangemang av lager kallas en "vinkelinkonformitet " .
Nedslagskrater som kan ha bildats i isrik mark, sett av HiRISE under HiWish-programmet Plats är Ismenius Lacus-fyrkanten .
Närbild av nedslagskrater som kan ha bildats i isrik mark, sett av HiRISE under HiWish-programmet. Observera att utkastet verkar lägre än omgivningen. Det heta utkastet kan ha fått en del av isen att försvinna; vilket sänker nivån på utkastet.
Karta över is nära ytan
![Close view of wall of triangular depression, as seen by HiRISE layers are visible in the wall. These layers contain ice. The lower layers are tilted, while layers near the surface are more or less horizontal. Such an arrangement of layers is called an "angular unconformity."[259]](https://commons.wikimedia.org/wiki/File:50345_1230icelayersangular.jpg)
Bågad topografi
Vissa områden på Mars uppvisar bågformade fördjupningar. Sänkningarna misstänks vara resterna av en nedbrytande isrik mantelfyndighet. Pilgrimsmusslor orsakas av att is sublimeras från frusen jord. Landformerna av bågad topografi kan bildas genom förlust av vattenis under ytan genom sublimering under nuvarande klimatförhållanden på mars. En modell förutsäger liknande former när marken har stora mängder ren is, upp till många tiotals meters djup. Detta mantelmaterial avsattes troligen från atmosfären då is bildades på damm när klimatet var annorlunda på grund av förändringar i Mars-polens lutning (se " Istiderna ", nedan). Pilgrimsmusslorna är vanligtvis tiotals meter djupa och från några hundra till några tusen meter i diameter. De kan vara nästan cirkulära eller långsträckta. Vissa tycks ha smält samman vilket gör att en stor, kraftigt gropig terräng bildas. Processen att bilda terrängen kan börja med sublimering från en spricka. Det finns ofta polygonala sprickor där kammusslor bildas, och förekomsten av bågad topografi verkar vara en indikation på frusen mark.
Den 22 november 2016 rapporterade NASA att de hittat en stor mängd underjordisk is i Utopia Planitia-regionen på Mars. Volymen vatten som detekterats har uppskattats till att motsvara volymen vatten i Lake Superior .
Volymen vattenis i regionen baserades på mätningar från det markpenetrerande radarinstrumentet på Mars Reconnaissance Orbiter, kallad SHARAD . Från data erhållna från SHARAD bestämdes " dielektrisk permittivitet " eller dielektricitetskonstanten. Värdet för dielektricitetskonstanten överensstämde med en stor koncentration av isvatten.
Dessa bågade drag liknar ytligt särdrag av schweizisk ost , som finns runt den södra polarmössan. Funktioner av schweizisk ost tros bero på håligheter som bildas i ett ytskikt av fast koldioxid, snarare än vattenis – även om golven i dessa hål förmodligen är H 2 O-rika.
Isfläckar
Den 28 juli 2005 tillkännagav Europeiska rymdorganisationen förekomsten av en krater delvis fylld med fruset vatten; några tolkade då upptäckten som en "issjö". Bilder av kratern, tagna av högupplösta stereokamera ombord på European Space Agencys Mars Express orbiter, visar tydligt ett brett isark i botten av en icke namngiven krater belägen på Vastitas Borealis , en bred slätt som täcker mycket av Mars nordligaste breddgrader, på ungefär 70,5° nord och 103° öst. Kratern är 35 kilometer (22 mi) bred och cirka 2 kilometer (1,2 mi) djup. Höjdskillnaden mellan kraterbotten och vattenisens yta är cirka 200 meter (660 fot). ESA-forskare har tillskrivit det mesta av denna höjdskillnad till sanddyner under vattenisen, som är delvis synliga. Medan forskare inte hänvisar till fläcken som en "sjö", är vattenisfläcken anmärkningsvärd för sin storlek och för att den finns under hela året. Avlagringar av vattenis och lager av frost har hittats på många olika platser på planeten.
När mer och mer av Mars yta har avbildats av den moderna generationen av orbiters, har det gradvis blivit mer uppenbart att det förmodligen finns många fler isfläckar utspridda över Mars yta. Många av dessa förmodade isfläckar är koncentrerade till Mars mellanbreddgrader (≈30–60° N/S om ekvatorn). Till exempel tror många forskare att de utbredda egenskaperna i de latitudband som omväxlande beskrivs som "latitudberoende mantel" eller "påklistrad terräng" består av isfläckar som är täckta med damm eller skräp, som långsamt försämras. En täckning av skräp krävs både för att förklara de matta ytorna som syns på bilderna som inte reflekteras som is, och även för att låta fläckarna existera under en längre tid utan att sublimera bort helt. Dessa fläckar har föreslagits som möjliga vattenkällor för några av de gåtfulla kanaliserade flödesfunktionerna som raviner som också ses på dessa breddgrader.
Ytegenskaper som överensstämmer med befintlig packis har upptäckts i södra Elysium Planitia . Det som verkar vara plattor, som varierar i storlek från 30 meter (98 fot) till 30 kilometer (19 mi), finns i kanaler som leder till ett stort översvämmat område. Plattorna visar tecken på uppbrott och rotation som tydligt skiljer dem från lavaplattor på andra ställen på Mars yta. Källan till översvämningen tros vara det närliggande geologiska förkastningen Cerberus Fossae som spydde ut vatten såväl som lava som var mellan 2 och 10 miljoner år gamla. Det föreslogs att vattnet lämnade Cerberus Fossae och sedan samlades och frös på de låga, jämna slätterna och att sådana frusna sjöar fortfarande kan finnas.
Glaciärer
Många stora områden på Mars verkar antingen ha glaciärer eller bära bevis på att de brukade vara närvarande. Många av områdena på höga breddgrader, särskilt Ismenius Lacus-fyrkanten , misstänks fortfarande innehålla enorma mängder vattenis. Nya bevis har fått många planetforskare att dra slutsatsen att vattenis fortfarande existerar som glaciärer över stora delar av Mars mellan och höga breddgrader, skyddade från sublimering av tunna täckningar av isolerande sten och/eller damm. Ett exempel på detta är de glaciärliknande särdragen som kallas lobate debris-förkläden i ett område som kallas Deuteronilus Mensae , som visar utbredda bevis på att is ligger under några meter stenskräp. Glaciärer är förknippade med sliten terräng och många vulkaner. Forskare har beskrivit glaciala avlagringar på Hecates Tholus , Arsia Mons , Pavonis Mons och Olympus Mons . Glaciärer har också rapporterats i ett antal större kratrar på mars på mellanbreddgraderna och uppåt.
Glaciärliknande drag på Mars är olika kända som trögflytande flödesegenskaper, Mars flödesegenskaper, flikiga skräpförkläden eller linjerad dalfyllning, beroende på särdragets form, dess plats, landformerna det är förknippat med och författaren som beskriver det . Många, men inte alla, små glaciärer verkar vara förknippade med raviner på väggarna av kratrar och mantelmaterial. De linjerade avlagringarna som kallas linjead dalfyllning är troligen bergtäckta glaciärer som finns på golven de flesta kanalerna inom den slitna terrängen som finns runt Arabia Terra på norra halvklotet. Deras ytor har räfflade och räfflade material som böjer sig runt hinder. Linerade golvavlagringar kan vara relaterade till flikiga skräpförkläden , som har bevisats innehålla stora mängder is av kretsande radar. Under många år tolkade forskare att särdrag som kallas "flikiga skräpförkläden" var glaciala flöden och man trodde att is fanns under ett lager av isolerande stenar. Med nya instrumentavläsningar har det bekräftats att flikskräpförkläden innehåller nästan ren is som är täckt med ett lager av stenar.
Rörlig is bär stenmaterial och tappar det sedan när isen försvinner. Detta händer vanligtvis vid nosen eller kanterna på glaciären. På jorden skulle sådana särdrag kallas moräner , men på Mars är de typiskt kända som moränliknande åsar , koncentriska åsar eller bågformade åsar . Eftersom is tenderar att sublimera snarare än att smälta på Mars, och eftersom Mars låga temperaturer tenderar att göra glaciärer "kallbaserade" (frysta ner till sina bäddar och oförmögna att glida), visas inte resterna av dessa glaciärer och åsarna de lämnar. exakt samma som vanliga glaciärer på jorden. Speciellt tenderar moräner från Mars att avsättas utan att avböjas av den underliggande topografin, vilket tros spegla det faktum att isen i Mars glaciärer normalt är frusen och inte kan glida. Åsar av skräp på glaciärernas yta indikerar isens rörelseriktning. Ytan på vissa glaciärer har grova texturer på grund av sublimering av begravd is. Isen avdunstar utan att smälta och lämnar efter sig ett tomt utrymme. Överliggande material kollapsar sedan in i tomrummet. Ibland faller isbitar från glaciären och begravs i landytan. När de smälter återstår ett mer eller mindre runt hål. Många av dessa " vattenkokare " har identifierats på Mars.
Trots starka bevis för glacialt flöde på Mars, finns det få övertygande bevis för landformer uthuggna av glacial erosion , t.ex. U-formade dalar , klippor och svanskullar , arêtes , drumlins . Sådana egenskaper är rikliga i glacierade områden på jorden, så deras frånvaro på Mars har visat sig förbryllande. Bristen på dessa landformer tros vara relaterad till isens kallbaserade natur i de senaste glaciärerna på Mars. Eftersom solinstrålningen som når planeten, atmosfärens temperatur och densitet och det geotermiska värmeflödet alla är lägre på Mars än på jorden, föreslår modellering att temperaturen på gränsytan mellan en glaciär och dess bädd ligger under fryspunkten och is är bokstavligen frusen ner till marken. Detta förhindrar att den glider över bädden, vilket tros hämma isens förmåga att erodera ytan.
Utveckling av Mars vatteninventering
Variationen i Mars ytvatteninnehåll är starkt kopplad till atmosfärens utveckling och kan ha präglats av flera nyckelstadier.
Tidig Noachian era (4,6 Ga till 4,1 Ga)
Den tidiga noachiska eran kännetecknades av atmosfärisk förlust till rymden från kraftiga meteoritiska bombardement och hydrodynamisk flykt. Utstötning av meteoriter kan ha tagit bort ~60% av den tidiga atmosfären . Betydande mängder fyllosilikater kan ha bildats under denna period som kräver en tillräckligt tät atmosfär för att upprätthålla ytvatten, eftersom den spektralt dominerande fyllosilikatgruppen, smektit, antyder måttliga vatten-till-berg-förhållanden. Men pH-pCO 2 mellan smektit och karbonat visar att utfällningen av smektit skulle begränsa pCO 2 till ett värde som inte överstiger 1 × 10 −2 atm (1,0 kPa). Som ett resultat blir den dominerande komponenten i en tät atmosfär på tidig Mars osäker, om lerorna bildades i kontakt med Mars-atmosfären, särskilt med tanke på bristen på bevis för karbonatavlagringar . En ytterligare komplikation är att den ~25 % lägre ljusstyrkan hos den unga solen skulle ha krävt en gammal atmosfär med en betydande växthuseffekt för att höja yttemperaturerna för att upprätthålla flytande vatten. Enbart högre CO 2 -halt skulle ha varit otillräckligt, eftersom CO 2 fälls ut vid partialtryck som överstiger 1,5 atm (1 500 hPa), vilket minskar dess effektivitet som växthusgas .
Mellan till sen noachisk tid (4,1 Ga till 3,8 Ga)
Under den mellersta till sena noachiska eran genomgick Mars potentiell bildning av en sekundär atmosfär genom avgasning dominerad av Tharsis-vulkanerna, inklusive betydande mängder H 2 O, CO 2 och SO 2 . Marsdalnätverk dateras till denna period, vilket indikerar globalt utbrett och temporärt ihållande ytvatten i motsats till katastrofala översvämningar. Slutet av denna period sammanfaller med avslutningen av det interna magnetfältet och en spik i meteoritisk bombardemang. Upphörandet av det interna magnetfältet och efterföljande försvagning av eventuella lokala magnetfält möjliggjorde obehindrad atmosfärisk strippning av solvinden. Till exempel, jämfört med deras terrestra motsvarigheter, 38 Ar/ 36 Ar, 15 N/ 14 N och 13 C/ 12 C i Mars atmosfär överensstämmande med ~60 % förlust av Ar, N 2 och CO 2 av solvindstrippning av en övre atmosfär berikad i de lättare isotoperna via Rayleigh-fraktionering . Som ett komplement till solvindsaktiviteten skulle effekterna ha kastat ut atmosfäriska komponenter i bulk utan isotopfraktionering. Ändå kan i synnerhet kometnedslag ha bidragit med flyktiga ämnen till planeten.
Hesperian till Amazonas era (nutid) (~3,8 Ga till nutid)
Atmosfärisk förbättring genom sporadiska utgasningshändelser motverkades av solvindens borttagning av atmosfären, om än mindre intensivt än av den unga solen. Katastrofala översvämningar dateras till denna period, vilket gynnar plötsliga underjordiska utsläpp av flyktiga ämnen, i motsats till ihållande ytflöden. Medan den tidigare delen av denna era kan ha präglats av vattenhaltiga sura miljöer och Tharsis-centrerade grundvattenutsläpp från slutet av Noachian, är mycket av ytförändringsprocesserna under den senare delen märkta av oxidativa processer inklusive bildandet av Fe 3+ oxider som ger en rödaktig nyans till Mars-ytan. Sådan oxidation av primära mineralfaser kan uppnås genom processer med lågt pH (och möjligen höga temperaturer) relaterade till bildningen av palagonitisk tefra, genom verkan av H 2 O 2 som bildas fotokemiskt i Mars atmosfär, och genom verkan av vatten , varav ingen kräver fri O 2 . Verkan av H 2 O 2 kan ha dominerat temporärt med tanke på den drastiska minskningen av vattenhaltig och magmatisk aktivitet under denna senaste era, vilket gör de observerade Fe 3+ -oxiderna volymetriskt små, även om de är genomgående och spektralt dominerande. Ändå kan akviferer ha drivit ihållande, men mycket lokaliserat ytvatten under den senaste geologiska historien, vilket framgår av geomorfologin hos kratrar som Mojave. Dessutom visar Lafayette Martian-meteoriten tecken på vattenförändringar så sent som 650 Ma.
År 2020 rapporterade forskare att Mars nuvarande förlust av atomärt väte från vatten till stor del drivs av säsongsbetonade processer och dammstormar som transporterar vatten direkt till den övre atmosfären och att detta har påverkat planetens klimat troligen under de senaste 1 Ga. Nyare studier har föreslog att uppåtriktade atmosfäriska gravitationsvågor kan spela en viktig roll under globala dammstormar för att modulera vattenflykt.
Istider
Mars har upplevt cirka 40 storskaliga förändringar i mängden och fördelningen av is på dess yta under de senaste fem miljoner åren, med den senaste som inträffade för cirka 2,1 till 0,4 Myr sedan, under den sena Amazonas glaciation vid dikotomigränsen . Dessa förändringar är kända som istider. Istider på Mars skiljer sig mycket från de som jorden upplever. Istider drivs av förändringar i Mars bana och lutning — även känd som snedställning. Orbitalberäkningar visar att Mars vinglar på sin axel mycket mer än vad jorden gör. Jorden stabiliseras av sin proportionellt stora måne, så den vinglar bara några grader. Mars kan ändra sin lutning med många tiotals grader. När denna snedställning är hög får dess poler mycket mer direkt solljus och värme; detta gör att inlandsisarna värms upp och blir mindre när isen sublimeras. För att öka klimatets föränderlighet excentriciteten i Mars omloppsbana dubbelt så mycket som jordens excentricitet. När polerna sublimeras återavsätts isen närmare ekvatorn, som får något mindre solinstrålning vid dessa höga snedställningar. Datorsimuleringar har visat att en 45° lutning av Mars-axeln skulle resultera i isackumulering i områden som visar glaciala landformer.
Fukten från inlandsisarna färdas till lägre breddgrader i form av avlagringar av frost eller snö blandat med damm. Atmosfären på Mars innehåller en hel del fina dammpartiklar, vattenångan kondenserar på dessa partiklar som sedan faller ner till marken på grund av den extra vikten av vattenbeläggningen. När is på toppen av mantelskiktet återgår till atmosfären, lämnar den efter sig damm som tjänar till att isolera den återstående isen. Den totala volymen vatten som tas bort är några procent av inlandsisen, eller tillräckligt för att täcka hela planetens yta under en meter vatten. Mycket av denna fukt från inlandsisarna resulterar i en tjock slät mantel med en blandning av is och damm. Denna isrika mantel, som kan vara 100 meter tjock på medelbreddgrader, jämnar ut landet på lägre breddgrader, men på sina ställen uppvisar den en ojämn struktur eller mönster som ger bort förekomsten av tidigare vattenis under.
Bovärdighetsbedömningar
Sedan vikingalandarna som sökte efter aktuellt mikrobiellt liv 1976, har NASA följt en " följ vattnet"-strategi på Mars. Men flytande vatten är en nödvändig men inte tillräcklig förutsättning för liv som vi känner det eftersom beboelighet är en funktion av en mängd miljöparametrar. Kemiska, fysikaliska, geologiska och geografiska attribut formar miljöerna på Mars. Enstaka mätningar av dessa faktorer kan vara otillräckliga för att bedöma en miljö som beboelig, men summan av mätningar kan hjälpa till att förutsäga platser med större eller mindre beboelighetspotential.
Beboeliga miljöer behöver inte bebos, och i planetskyddssyfte försöker forskare identifiera potentiella livsmiljöer där frigångsbakterier från jorden på rymdfarkoster kan kontaminera Mars. Om liv existerar - eller existerade - på Mars, kan bevis eller biosignaturer hittas i underytan, borta från dagens hårda ytförhållanden som perklorater , joniserande strålning, uttorkning och frysning. Beboeliga platser kan förekomma kilometer under ytan i en hypotetisk hydrosfär, eller så kan det uppstå nära underytan i kontakt med permafrost.
Curiosity - rovern utvärderar Mars tidigare och nuvarande beboelighetspotential. Det europeisk-ryska ExoMars- programmet är ett astrobiologiprojekt tillägnat sökandet efter och identifiering av biosignaturer på Mars. Den inkluderar ExoMars Trace Gas Orbiter som började kartlägga atmosfärisk metan i april 2018, och 2022 ExoMars rover som kommer att borra och analysera underjordiska prover på två meters djup. NASA:s Mars 2020- rover kommer att cache-minna dussintals borrade kärnprover för deras potentiella transport till jordens laboratorier i slutet av 2020-talet eller 2030-talet.
Fynd av sonder
Mariner 9
Bilderna som tagits av Mariner 9 Mars orbiter, som lanserades 1971, avslöjade de första direkta bevisen på förflutna vatten i form av torra flodbäddar, kanjoner (inklusive Valles Marineris , ett system av kanjoner över cirka 4 020 kilometer (2 500 mi) långa ), bevis på vattenerosion och nedfall, väderfronter, dimma och mer. Resultaten från Mariner 9-uppdragen underbyggde det senare Viking-programmet . Det enorma kanjonsystemet Valles Marineris är uppkallat efter Mariner 9 för att hedra dess prestationer.
Vikingaprogram
Genom att upptäcka många geologiska former som vanligtvis bildas av stora mängder vatten, orsakade de två vikingabanorna och de två landarna en revolution i vår kunskap om vatten på Mars. Stora utflödeskanaler hittades i många områden. De visade att översvämningar av vatten bröt igenom dammar, ristade djupa dalar, eroderade räfflor i berggrunden och färdades tusentals kilometer. Stora områden på södra halvklotet innehöll grenade dalnät , vilket tyder på att regn en gång föll. Många kratrar ser ut som om stötkroppen föll i lera. När de bildades kan isen i jorden ha smält, förvandlat marken till lera, sedan rann leran över ytan. Regioner, kallade "kaotisk terräng", verkade snabbt ha förlorat stora volymer vatten som fick stora kanaler att bildas nedströms. Uppskattningar för vissa kanalflöden uppgår till tiotusen gånger flödet av Mississippifloden . Underjordisk vulkanism kan ha smält frusen is; vattnet rann sedan iväg och marken kollapsade och lämnade kaotisk terräng. Dessutom antydde allmän kemisk analys av de två vikingalandarna att ytan antingen har varit utsatt för eller nedsänkt i vatten tidigare.
Mars Global Surveyor
Mars Global Surveyors Thermal Emission Spectrometer (TES) är ett instrument som kan bestämma mineralsammansättningen på Mars yta. Mineralsammansättning ger information om närvaron eller frånvaron av vatten i antiken. TES identifierade ett stort (30 000 kvadratkilometer (12 000 sq mi)) område i Nili Fossae -formationen som innehåller mineralet olivin . Man tror att den forntida asteroidnedslaget som skapade Isidisbassängen resulterade i förkastningar som exponerade olivinen. Upptäckten av olivin är ett starkt bevis på att delar av Mars har varit extremt torra under lång tid. Olivin upptäcktes också i många andra små hällar inom 60 grader norr och söder om ekvatorn. Sonden har avbildat flera kanaler som tyder på tidigare ihållande vätskeflöden, två av dem finns i Nanedi Valles och i Nirgal Vallis .
Mars Pathfinder
Pathfinder - landaren registrerade variationen i dygnstemperaturcykeln. Det var kallaste strax före soluppgången, cirka -78 °C (−108 °F; 195 K), och varmast strax efter Mars middagstid, cirka -8 °C (18 °F; 265 K). På denna plats nådde den högsta temperaturen aldrig vattnets fryspunkt (0 °C (32 °F; 273 K)), för kallt för att rent flytande vatten skulle finnas på ytan.
Atmosfärstrycket som mäts av Pathfinder på Mars är mycket lågt — cirka 0,6 % av jordens, och det skulle inte tillåta rent flytande vatten att existera på ytan.
Andra observationer överensstämde med att vatten förekom tidigare. Några av klipporna på Mars Pathfinder-platsen lutade sig mot varandra på ett sätt som geologer uttrycker imbricerade. Man misstänker att kraftiga översvämningsvatten tidigare tryckte runt stenarna tills de vände bort från flödet. Några småsten var rundade, kanske från att ha tumlats i en bäck. Delar av marken är skorpig, kanske på grund av cementering av en vätska som innehåller mineraler. Det fanns tecken på moln och kanske dimma.
Mars Odyssey
Mars Odyssey 2001 hittade många bevis för vatten på Mars i form av bilder, och med sin neutronspektrometer bevisade den att mycket av marken är laddad med vattenis. Mars har tillräckligt med is precis under ytan för att fylla Lake Michigan två gånger. På båda halvkloten, från 55° latitud till polerna, har Mars en hög täthet av is strax under ytan; ett kilo jord innehåller cirka 500 gram (18 oz) vattenis. Men nära ekvatorn finns det bara 2% till 10% vatten i jorden. Forskare tror att mycket av detta vatten också är låst i den kemiska strukturen hos mineraler, såsom lera och sulfater . Även om den övre ytan innehåller några procent kemiskt bundet vatten, ligger isen bara några meter djupare, som det har visats i Arabia Terra , Amazonis quadrangle och Elysium quadrangle som innehåller stora mängder vattenis. Orbiter upptäckte också stora avlagringar av bulkvattenis nära ytan av ekvatorialområden. Bevis för ekvatorial hydrering är både morfologiska och sammansatta och ses vid både Medusae Fossae- formationen och Tharsis Montes . Analys av data tyder på att det södra halvklotet kan ha en skiktad struktur, vilket tyder på stratifierade avlagringar under en nu utdöd stor vattenmassa.
Instrumenten ombord på Mars Odyssey kan studera den översta metern jord. År 2002 användes tillgängliga data för att beräkna att om alla jordytor täcktes av ett jämnt vattenlager skulle detta motsvara ett globalt vattenlager (GLW) 0,5–1,5 kilometer (0,31–0,93 mi).
Tusentals bilder som returnerades från Odyssey orbiter stöder också tanken att Mars en gång hade stora mängder vatten som strömmade över dess yta. Vissa bilder visar mönster av förgrenade dalar; andra visar lager som kan ha bildats under sjöar; även flod- och sjödeltan har identifierats. Under många år misstänkte forskare att glaciärer finns under ett lager av isolerande stenar. Kantad dalfyllning är ett exempel på dessa stentäckta glaciärer. De finns på golven i vissa kanaler. Deras ytor har räfflade och räfflade material som böjer sig runt hinder. Linerade golvavlagringar kan vara relaterade till flikiga skräpförkläden , som har visat sig av kretsande radar innehålla stora mängder is.
Fågel Fenix
Phoenix - landaren bekräftade också förekomsten av stora mängder vattenis i den norra regionen Mars. Detta fynd förutspåddes av tidigare omloppsdata och teori, och mättes från omloppsbana av Mars Odyssey-instrumenten. Den 19 juni 2008 meddelade NASA att tärningsstora klumpar av ljust material i "Dodo-Goldilocks"-diket, grävt av robotarmen, hade förångats under loppet av fyra dagar, vilket starkt indikerar att de ljusa klumpar var sammansatta av vatten is som sublimerar efter exponering. Nya modellering av strålningsöverföring har visat att denna vattenis var snö med en kornstorlek på ~350 µm med 0,015 % damm. Även om CO 2 ( torris ) också sublimeras under rådande förhållanden, skulle den göra det i en mycket snabbare takt än vad som observerats. Den 31 juli 2008 meddelade NASA att Phoenix ytterligare bekräftade närvaron av vattenis vid sin landningsplats. Under den initiala uppvärmningscykeln för ett prov detekterade masspektrometern vattenånga när provets temperatur nådde 0 °C (32 °F; 273 K). Flytande vatten kan inte existera på Mars yta med dess nuvarande låga atmosfärstryck och temperatur, förutom på de lägsta höjderna under korta perioder.
Förekomsten av perklorat (ClO 4 - ) anjon, ett starkt oxidationsmedel , i marsjorden bekräftades. Detta salt kan sänka vattnets fryspunkt avsevärt .
När Phoenix landade stänkte retroraketerna jord och smälte is på fordonet. Fotografier visade att landningen hade lämnat materialklumpar fast på landningsstagen. Blobbarna expanderade med en hastighet som överensstämde med utsöndring , mörknade innan de försvann (i överensstämmelse med flytande följt av dropp) och verkade smälta samman. Dessa observationer, i kombination med termodynamiska bevis, indikerade att klumparna sannolikt var flytande saltlösningsdroppar . Andra forskare föreslog att klumparna kunde vara "klumpar av frost." 2015 bekräftades det att perklorat spelar en roll för att bilda återkommande sluttningslinjer i branta raviner .
Så långt kameran kan se är landningsplatsen platt, men formad till polygoner mellan 2–3 meter (6 ft 7 tum – 9 ft 10 tum) i diameter som avgränsas av tråg som är 20–50 centimeter ( 7,9–19,7 tum) djup. Dessa former beror på att is i marken expanderar och drar ihop sig på grund av stora temperaturförändringar. Mikroskopet visade att jorden ovanpå polygonerna är sammansatt av rundade partiklar och platta partiklar, troligen en typ av lera. Is finns några tum under ytan i mitten av polygonerna, och längs dess kanter är isen minst 8 tum (200 mm) djup.
Snö observerades falla från cirrusmoln. Molnen bildades på en nivå i atmosfären som var runt −65 °C (−85 °F; 208 K), så molnen måste bestå av vattenis snarare än koldioxidis (CO 2 eller torr ) . is), eftersom temperaturen för att bilda koldioxidis är mycket lägre än -120 °C (-184 °F; 153 K). Som ett resultat av missionsobservationer misstänks det nu att vattenis (snö) skulle ha ansamlats senare under året på denna plats. Den högsta temperaturen som uppmätts under uppdraget, som ägde rum under marssommaren, var −19,6 °C (−3,3 °F; 253,6 K), medan den kallaste var −97,7 °C (−143,9 °F; 175,5 K). Så i denna region förblev temperaturen långt under fryspunkten (0 °C (32 °F; 273 K)) för vatten.
Mars Exploration Rovers
Mars Exploration Rovers , Spirit and Opportunity hittade en hel del bevis för tidigare vatten på Mars. Spirit -rovern landade i vad som troddes vara en stor sjöbädd. Sjöbädden hade täckts med lavaflöden, så bevis på tidigare vatten var till en början svåra att upptäcka. Den 5 mars 2004 meddelade NASA att Spirit hade hittat antydningar om vattenhistoria på Mars i en klippa kallad "Humphrey".
När Spirit färdades baklänges i december 2007 och drog ett gripen hjul bakom sig, skrapade hjulet av det övre jordlagret och avslöjade en fläck av vit mark rik på kiseldioxid . Forskare tror att den måste ha framställts på ett av två sätt. En: varma källor som bildades när vatten löste kiseldioxid på en plats och sedan förde den till en annan (dvs. en gejser ). Två: sur ånga som stiger upp genom sprickor i stenar berövade dem från sina mineralkomponenter och lämnade kvar kiseldioxid. Spirit - rovern hittade också bevis för vatten i Columbia Hills i Gusev-kratern. I Clovis-gruppen av bergarter Mössbauer-spektrometern (MB) goethit , som endast bildas i närvaro av vatten, järn i den oxiderade formen Fe 3+ , karbonatrika bergarter, vilket betyder att delar av planeten en gång hyste vatten.
Opportunity - rovern riktades till en plats som hade visat stora mängder hematit från omloppsbanan. Hematit bildas ofta från vatten. Rovern hittade verkligen skiktade stenar och marmor- eller blåbärsliknande hematitkonkreter . På andra ställen på sin travers undersökte Opportunity aeoliska dynstratigrafi i Burns Cliff i Endurance Crater . Dess operatörer drog slutsatsen att bevarandet och cementeringen av dessa hällar hade kontrollerats av flödet av grunt grundvatten. Under sina år av kontinuerlig drift Opportunity tillbaka bevis på att detta område på Mars tidigare var indränkt i flytande vatten.
MER-rövrarna hittade bevis för gamla våta miljöer som var mycket sura. I själva verket, vad Opportunity fann bevis för svavelsyra , en hård kemikalie för livet. Men den 17 maj 2013 meddelade NASA att Opportunity hittade leravlagringar som vanligtvis bildas i våta miljöer som är nära neutral surhet . Detta fynd ger ytterligare bevis om en våt gammal miljö som möjligen är gynnsam för livet .
Mars Reconnaissance Orbiter
Mars Reconnaissance Orbiters HiRISE- instrument har tagit många bilder som starkt tyder på att Mars har haft en rik historia av vattenrelaterade processer. En stor upptäckt var att hitta bevis på gamla varma källor . Om de har varit värd för mikrobiellt liv kan de innehålla biosignaturer . Forskning publicerad i januari 2010, beskrev starka bevis för ihållande nederbörd i området runt Valles Marineris . De typer av mineraler där är förknippade med vatten. Den höga tätheten av små förgrenade kanaler indikerar också en hel del nederbörd.
Det har visat sig att stenar på Mars ofta förekommer som lager, kallade strata, på många olika platser. Lager bildas på olika sätt, inklusive vulkaner, vind eller vatten. Ljusfärgade stenar på Mars har förknippats med hydratiserade mineraler som sulfater och lera.
Orbitern hjälpte forskare att fastställa att mycket av Mars yta är täckt av en tjock slät mantel som tros vara en blandning av is och damm.
Ismanteln under den grunda underytan tros bero på täta, stora klimatförändringar. Förändringar i Mars omloppsbana och lutning orsakar betydande förändringar i fördelningen av vattenis från polarområden ner till breddgrader motsvarande Texas. Under vissa klimatperioder lämnar vattenånga polarisen och kommer in i atmosfären. Vattnet återgår till marken på lägre breddgrader som avlagringar av frost eller snö blandat generöst med damm. Atmosfären på Mars innehåller en hel del fina dammpartiklar. Vattenånga kondenserar på partiklarna, sedan faller de ner till marken på grund av den extra vikten av vattenbeläggningen. När is på toppen av mantelskiktet går tillbaka till atmosfären, lämnar den efter sig damm, som isolerar den återstående isen.
Under 2008 gav forskning med Shallow Radar på Mars Reconnaissance Orbiter starka bevis för att lobate debris förkläden (LDA) i Hellas Planitia och på mitten av nordliga breddgrader är glaciärer som är täckta med ett tunt lager av stenar. Dess radar upptäckte också en stark reflektion från toppen och basen av LDA, vilket betyder att ren vattenis utgjorde huvuddelen av formationen. Upptäckten av vattenis i LDA visar att vatten finns på ännu lägre breddgrader.
Forskning publicerad i september 2009 visade att några nya kratrar på Mars visar exponerad, ren vattenis. Efter en tid försvinner isen och avdunstar ut i atmosfären. Isen är bara några meter djup. Isen bekräftades med Compact Imaging Spectrometer (CRISM) ombord på Mars Reconnaissance Orbiter. Liknande exponeringar av is har upptäckts inom manteln på mitten av latituderna (ursprungligen föreslogs att den skulle innehålla nedgrävd dammig snö täckt med damm och regolit;) som draperar de flesta polvända sluttningarna på mellanbreddgraderna med hjälp av spektralanalys av HiRISE-bilder.
Ytterligare samarbetsrapporter som publicerades 2019 utvärderade mängden vattenis som ligger vid den norra polen. En rapport använde data från MRO:s SHARAD (SHAllow RADar ekolod) sonder. SHARAD har förmågan att skanna upp till cirka 2 kilometer (1,2 mi) under ytan med 15 meters (49 fot) intervall. Analysen av tidigare SHARAD-körningar visade tecken på skikt av vattenis och sand under Planum Boreum , med så mycket som 60% till 88% av volymen som vattenis. Detta stöder teorin om det långsiktiga globala vädret på Mars som består av cykler av global uppvärmning och kylning; under svalkande perioder samlades vatten vid polerna för att bilda islagren, och när den globala uppvärmningen inträffade täcktes den otinade vattenisen av damm och smuts från Mars frekventa dammstormar. Den totala isvolymen som bestäms av denna studie visade att det fanns cirka 2,2 × 10 5 kubikkilometer (5,3 × 10 4 cu mi), eller tillräckligt med vatten, om det smälts, för att helt täcka Mars yta med ett 1,5 meter (4,9 fot) lager av vatten. Arbetet bekräftades av en separat studie som använde registrerade gravitationsdata för att uppskatta tätheten av Planum Boreum, vilket tyder på att det i genomsnitt innehöll upp till 55 volymprocent vattenis.
Många funktioner som ser ut som pingos på jorden hittades i Utopia Planitia (~35-50° N; ~80-115° E) genom att undersöka bilder från HiRISE. Pingos innehåller en kärna av is.
Curiosity rover
Mycket tidigt i sitt pågående uppdrag upptäckte NASA :s Curiosity -rover entydiga fluviala sediment på Mars. Egenskaperna för småstenen i dessa hällar antydde ett tidigare kraftigt flöde på en bäck, med flöde mellan ankel- och midjedjup. Dessa stenar hittades vid foten av ett alluvialt fläktsystem som gick ner från kraterväggen, som tidigare hade identifierats från omloppsbana.
utfördes den första röntgendiffraktionsanalysen av en Marsjord av Curiosity . Resultaten avslöjade närvaron av flera mineraler, inklusive fältspat , pyroxener och olivin , och antydde att marsjorden i provet liknade den väderbitna basaltiska jordmånen i Hawaii-vulkaner . Provet som används är sammansatt av damm fördelat från globala dammstormar och lokal fin sand. Hittills överensstämmer de material som Curiosity har analyserat med de ursprungliga idéerna om avlagringar i Gale Crater som registrerar en övergång genom tiden från en våt till torr miljö.
I december 2012 rapporterade NASA att Curiosity utförde sin första omfattande jordanalys och avslöjade närvaron av vattenmolekyler, svavel och klor i Mars-jorden . Och i mars 2013 rapporterade NASA bevis på mineralhydrering , sannolikt hydratiserat kalciumsulfat , i flera stenprover inklusive de brutna fragmenten av "Tintina"-sten och "Sutton Inlier"-sten samt i vener och knölar i andra bergarter som "Knorr" rock och "Wernicke" rock . Analyser med roverns DAN-instrument gav bevis för vatten under ytan, uppgående till så mycket som 4 % vattenhalt, ner till ett djup av 60 cm (2,0 fot), i roverns travers från Bradbury-landningsplatsen till Yellowknife Bay -området i området. Glenelg terräng.
Den 26 september 2013 rapporterade NASA-forskare att Mars Curiosity -rovern upptäckte rikligt med kemiskt bundet vatten (1,5 till 3 viktprocent) i jordprover i Rocknest-regionen i Aeolis Palus i Gale Crater . Dessutom rapporterade NASA att rovern hittade två huvudsakliga jordtyper: en finkornig maffisk typ och en lokalt härledd, grovkornig felsisk typ . Den maffiska typen, liknande andra marsjordar och marsdamm , var förknippad med hydratisering av jordens amorfa faser. Dessutom hittades perklorater , vars närvaro kan försvåra upptäckt av livsrelaterade organiska molekyler, vid Curiosity -roverlandningsplatsen (och tidigare på den mer polära platsen för Phoenix-landaren ) vilket tyder på en "global fördelning av dessa salter". NASA rapporterade också att Jake M-stenen , en sten som Curiosity mötte på vägen till Glenelg , var en mugearit och mycket lik jordlevande mugearitstenar.
Den 9 december 2013 rapporterade NASA att Mars en gång hade en stor sötvattensjö inuti Gale Crater , som kunde ha varit en gästvänlig miljö för mikrobiellt liv .
Den 16 december 2014 rapporterade NASA att de upptäckt en ovanlig ökning, sedan minskning, av mängderna metan i atmosfären på planeten Mars ; dessutom upptäcktes organiska kemikalier i pulver som borrats från en sten av Curiosity -rovern . Baserat på deuterium och väte , visade sig mycket av vattnet vid Gale Crater på Mars ha gått förlorat under antiken, innan sjöbädden i kratern bildades; efteråt fortsatte stora mängder vatten att gå förlorade.
Den 13 april 2015 publicerade Nature en analys av luftfuktighet och marktemperaturdata som samlats in av Curiosity , som visar bevis på att filmer av flytande saltvatten bildas i de övre 5 cm av Mars underyta på natten. Vattenaktiviteten och temperaturen förblir under kraven för reproduktion och metabolism av kända terrestra mikroorganismer.
Den 8 oktober 2015 bekräftade NASA att sjöar och vattendrag fanns i Gale-kratern för 3,3 – 3,8 miljarder år sedan och levererade sediment för att bygga upp de nedre lagren av Mount Sharp .
Den 4 november 2018 presenterade geologer bevis, baserat på studier i Gale Crater av Curiosity - rovern , att det fanns gott om vatten på tidiga Mars .
Mars Express
Mars Express Orbiter , som lanserats av European Space Agency , har kartlagt Mars yta och använt radarutrustning för att leta efter bevis på vatten under ytan. Mellan 2012 och 2015 Orbiter området under istäckena på Planum Australe . Forskare fastställde 2018 att avläsningarna indikerade en sjö under ytan som bär vatten cirka 20 kilometer (12 mi) bred. Toppen av sjön ligger 1,5 kilometer (0,93 mi) under planetens yta; hur mycket djupare det flytande vattnet sträcker sig är fortfarande okänt.
Interaktiv karta
Interaktiv bildkarta över Mars globala topografi . Håll muspekaren över bilden för att se namnen på över 60 framträdande geografiska särdrag och klicka för att länka till dem. Färgläggning av baskartan indikerar relativa höjder , baserat på data från Mars Orbiter Laser Altimeter på NASA:s Mars Global Surveyor . Vita och bruna färger indikerar de högsta höjderna ( +12 till +8 km) ; följt av rosa och röda ( +8 till +3 km ); gult är 0 km ; greener och blå är lägre höjder (ned till -8 km ). Yxor är latitud och longitud ; Polarområden noteras.
Se även
- Atmosfäriskt vatten på Mars – Lager av gaser som omger planeten Mars
- Climate of Mars – Klimatmönster för den jordiska planeten
- Kolonisering av Mars – Föreslagna koncept för mänskliga bosättningar på Mars
- Evolution av vatten på Mars och jorden
- Utomjordiskt flytande vatten - Flytande vatten som förekommer naturligt utanför jorden
- Sjöar på Mars – Översikt över förekomsten av sjöar på Mars
- Livet på Mars – Vetenskapliga bedömningar av den mikrobiella beboeligheten på Mars
- Mars Express § Vetenskapliga upptäckter och viktiga händelser
- Mars Global Surveyor § Upptäckt av vattenis på Mars
- Marskanaler – Idéen från sent 1800- och början av 1900-talet om kanaler som finns på Mars
- Lera spricker på Mars
Bibliografi
- Boyce, Joseph, M. (2008). Smithsonian Book of Mars; Konecky & Konecky: Old Saybrook, CT, ISBN 978-1-58834-074-0
- Carr, Michael, H. (1996). Vatten på Mars; Oxford University Press: New York, ISBN 0-19-509938-9 .
- Carr, Michael, H. (2006). Ytan av Mars; Cambridge University Press: Cambridge, Storbritannien, ISBN 978-0-521-87201-0 .
- Hartmann, William, K. (2003). En resenärsguide till Mars: Den röda planetens mystiska landskap; Arbetare: New York, ISBN 0-7611-2606-6 .
- Hanlon, Michael (2004). The Real Mars: Spirit, Opportunity, Mars Express och Quest to Explore the Red Planet; Konstapel: London, ISBN 1-84119-637-1 .
- Kargel, Jeffrey, S. (2004). Mars: A Warmer Wetter Planet; Springer-Praxis: London, ISBN 1-85233-568-8 .
- Morton, Oliver (2003). Kartläggning av Mars: Vetenskap, fantasi och en världs födelse; Picador: New York, ISBN 0-312-42261-X .
- Sheehan, William (1996). Planeten Mars: En historia av observation och upptäckt; University of Arizona Press: Tucson, AZ, ISBN 0-8165-1640-5 .
- Viking Orbiter Imaging Team (1980). Viking Orbiter Views of Mars, CR Spitzer, Ed.; NASA SP-441: Washington DC.
externa länkar
- Vatten på Mars - James Secosky - 2021 Mars Society Virtual Convention - Berättar var vattnet var och var isen finns idag på Mars (34 minuter)
- NASA – Curiosity Rover hittar bevis för en gammal strömbädd – september, 2012
- Bilder – Tecken på vatten på Mars ( HiRISE )
- Video (02:01) – Flytande strömmande vatten upptäckt på Mars – augusti 2011
- Video (04:32) – Bevis: Vatten "Vigorously" flödade på Mars – september 2012
- Video (03:56) – Mätning av Mars antika hav – mars 2015
- - Jeffrey Plaut - Subsurface Ice - 21:a årliga International Mars Society Convention-2018
- Chris McKay: Resultaten av Phoenix-uppdraget till Mars och analoga platser på jorden
- Mars Terraforming inte möjligt med dagens teknik
| Geografi | |||||||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| Astronomi |
|
||||||||||
| Utforskning |
|
||||||||||
| Relaterad | |||||||||||
- ^ Steigerwald, Bill (25 juli 2018). "Mars Terraforming inte möjligt med dagens teknik" . NASA . Hämtad 26 november 2018 .