Sąsiad Mars
Ziemia i Mars – podobne, ale nie identyczne
Mars jest czwartą planetą od Słońca i naszym zewnętrznym sąsiadem. W wielu aspektach jest bardzo podobny do Ziemi, co znajduje odzwierciedlenie w licznych, porównywalnych procesach geologicznych. Mars ma średnicę równikową 6792,4 kilometra, czyli zaledwie połowę średnicy Ziemi, ale zalicza się do planet skalistych (typu ziemskiego). Oś obrotu Marsa jest nachylona o 25,2° (dla porównania – kąt nachylenia osi obrotu Ziemi to 23,5°), dlatego – podobnie jak Ziemia – Mars ma pory roku, choć przez jego dłuższy obieg wokół Słońca każda z nich trwa około pół roku ziemskiego. Rok marsjański trwa zatem około dwa razy dłużej niż rok ziemski. Dzień marsjański, zwany również Sol ( 24 godziny i 37 minut, czyli niemal równie długo jak dzień ziemski. Orbita Marsa wokół Słońca jest bardziej eliptyczna niż orbita Ziemi, czyli ma większy mimośród (większą ekscentryczność) ( ). W związku z tym w punkcie najbliższym Słońcu (peryhelium)
Mars otrzymuje około 45 % więcej energii słonecznej niż w najdalszym punkcie (aphelium). Prowadzi to do znacznych wahań temperatury. Na biegunach Marsa są także czapy lodowe i ma on cienką atmosferę.
Obie czapy polarne są, w zależności od pory roku, pokryte grubą warstwą lodu (wody w stanie stałym) i zestalonego dwutlenku węgla. W okolicach równika temperatury w ciągu dnia latem mogą wzrosnąć nawet do +27 °C, a na biegunach podczas zimowych nocy spaść aż do –133 °C. Dla całego Marsa średnia dobowa temperatura wynosi około –60 °C.
Budowa, atmosfera i pole magnetyczne
Wnętrze Marsa, podobnie jak wnętrze Ziemi, ma strukturę warstwową: można w nim wyróżnić żelazne jądro, krzemianowy płaszcz i zewnętrzną skorupę. Wnętrze Ziemi mogło być dokładnie zbadane dzięki analizie fal sejsmicznych ( rozdz. 3, punkt Budowa warstwowa Ziemi – skąd to w ogóle wiado). Ponieważ poza Ziemią (w bardzo ograniczonym zakresie na Księżycu) nie da się prowadzić badań z użyciem fal sejsmicznych, aby wyciągać wnioski na temat wnętrza ciał niebieskich w Układzie Słonecznym, konieczne jest stosowanie innych metod.
Schemat warstwowej budowy Marsa – widać jądro, płaszcz i skorupę. W odróżnieniu od Ziemi jądro Marsa jest przypuszczalnie całkowicie płynne, a jego płaszcz nie jest dzielony na płaszcz zewnętrzny i wewnętrzny
Sol to określenie długości okresu obrotu Marsa względem Słońca = 1 marsjański dzień słoneczny. Ekscentryczność to charakterystyczna wielkość opisująca kształt orbity ciała niebieskiego, wskazująca, jak bardzo ten kształt odbiega od okręgu. Wartość 0 oznacza dokładnie orbitę kołową, wartości między 0 a 1 opisują orbity eliptyczne (im większa wartość, tym bardziej spłaszczona elipsa), a wartości większe niż 1 dotyczą orbit otwartych. Orbita Marsa ma ekscentryczność równą 0,0935, a orbita Ziemi – tylko 0,0167. Zdjęcia na s. 120 i 121: NASA / JPL / MSSS; NASA / JPL-Caltech / University of Arizona (2); NASA / JPL-Caltech / Arizona State University
W przypadku planet typu ziemskiego (skalistych) są to między innymi: średnia gęstość i moment bezwładności względem osi obrotu, czyli parametry pozwalające określić rozkład masy jądra, płaszcza i skorupy. Aby określić wewnętrzny rozkład masy planety, mierzy się pole grawitacyjne oraz określa globalną topografię Marsa, ponieważ obie te wielkości zależą głównie od różnic gęstości wewnątrz planety. Różnice te są determinowane przede wszystkim składem chemicznym wnętrza. Korzystając ze specjalnie opracowanych geofizycznych modeli strukturalnych oblicza się: po pierwsze objętość i masę skał wchodzących w skład głównych warstw planety, po drugie głębokości granic (dyskontynuacji) między materiałami o różnym składzie chemicznym i odmiennym zachowaniu plastycznym, w których mogą zachodzić nagłe przemiany mineralogiczne, i po trzecie zmiany ciśnienia, temperatury, gęstości i składu w zależności od głębokości. Na podstawie takich analiz wykazano, że jądro Marsa jest prawdopodobnie całkowicie płynne, co odróżnia je od jądra ziemskiego. Zarówno mniejszy rozmiar, jak i mniejsza gęstość planety sprawiają, że masa Marsa stanowi tylko około jedną dziesiątą masy Ziemi, a przyspieszenie grawitacyjne na jego powierzchni wynosi zaledwie około jedną trzecią ziemskiego przyspieszenia grawitacyjnego.
Parametry fizyczne Marsa
Masa 6,417 · 1023 kg
Średni promień 3386,2 km
Gęstość 3934 kg/m3
Okres obrotu 24 godziny 37 minut
Okres orbitalny 687 dni
Średnia odległość od Słońca 227,9 · 106 km
Nachylenie osi obrotu 25,2 °
Średnie ciśnienie atmosferyczne 6,35 mbar
Rysunek na s. 122: NASA / JPL
Zdjęcie: NASA / JPL-Caltech / MSSS
Zdjęcie przedstawia krótkotrwałą burzę pyłową (w centrum kadru) z 2007 r. nad Utopia Planitia, częścią północnej nizinnej równiny Marsa. Burza ta trwała mniej niż 24 godziny. W górnej części zdjęcia widoczna jest krawędź północnej czapy lodowej, która obecnie – podczas zimy na półkuli północnej – rozciąga się szczególnie daleko na południe. Na południe od burzy pyłowej ciągną się oscylujące chmury lodu (wody w stanie stałym). Powstają one w wyniku zmian ciśnienia powietrza, temperatury i wysokości warstw atmosfery w zacienionej strefie za kraterem uderzeniowym (poza lewym brzegiem zdjęcia)
Atmosfera Marsa, podobnie jak w przypadku atmosfery Wenus, składa się w przeważającej części (95 %) z dwutlenku węgla (CO2). Jednak ciśnienie na powierzchni wynosi średnio tylko 6 milibarów, czyli mniej niż 1 % atmosferycznego ciśnienia Ziemi (1013 mbarów). Pozostałe składniki atmosfery to głównie: azot i argon – po około 2 % każdy, tlen i tlenek węgla (CO) – mniej niż 1 % każdy. W atmosferze Marsa występuje również śladowa ilość wody, jednak stanowi ona zaledwie 0,02 % jej składu. Dlatego chmury na Marsie tworzą się rzadziej z pary wodnej, a częściej z zestalonego dwutlenku węgla. W wyniku zmieniających się
pór roku na Marsie mogą rozwinąć się potężne burze pyłowe unoszące cząstki pyłu nawet na wysokość 50 kilometrów i mogące rozprzestrzeniać się po całej planecie. Wówczas niebo przybiera żółtawo-brązową barwę, a obserwacja powierzchni Marsa staje się niemożliwa. Wiele takich burz ma charakter regionalny, lecz co 5–10 lat mogą one przybierać skalę globalną i utrzymywać się nawet przez kilka miesięcy.
Jednym z powodów, dla których atmosfera Marsa jest dziś tak rzadka, jest prawdopodobnie brak własnego pola magnetycznego. Pole magnetyczne chroniłoby atmosferę przed „ścieraniem” przez wysokoenergetyczne cząstki wiatru słonecznego ( rozdz. 1). Bez pola magnetycznego wiatr słoneczny, zamiast omijać planetę, uderza bezpośrednio w jej górną atmosferę, gdzie przyspiesza cząsteczki gazu do prędkości ucieczki. W rezultacie Mars nieustannie traci część swojej atmosfery ulatniającej się w przestrzeń kosmiczną. Brak pola magnetycznego stanowi również poważny problem dla załogowych misji marsjańskich. Astronauci na powierzchni planety byliby całkowicie wystawieni na działanie silnie jonizującego promieniowania kosmicznego ( ). Podczas 500-dniowego pobytu na Marsie, astronauta otrzymałby dawkę około 0,32 siwerta – czyli prawie stukrotnie większą niż na Ziemi w tym samym okresie (około 0,0037 Sv). Z uwzględnieniem podróży w obie strony całkowita dawka wyniosłaby 1,26 siwerta, czyli znacznie więcej, niż dopuszczalny całkowity limit zawodowy dla astronauty zgodnie z obecnymi normami. Silne promieniowanie UV również stanowiłoby poważne zagrożenie dla astronautów na Marsie, choć nie dałoby się go zatrzymać nawet przez obecność pola magnetycznego.
Dzisiejsze, bardzo słabe pole magnetyczne Marsa to tak zwane pole remanentne, czyli pozostałość po niegdyś istniejącym aktywnym polu magnetycznym.
Zostało ono po raz pierwszy odkryte przez sondę Mariner 4, czyli podczas pierwszej udanej misji marsjańskiej. Pomiary magnetometryczne wykonane przez misję Mars Global Surveyor wykazały, że gęstość strumienia magnetycznego ( ) wynosi mniej niż 0,5 nanotesli. To o kilka rzędów wielkości mniej niż gęstość strumienia ziemskiego pola magnetycznego, wynoszącego na równiku około 30 mikrotesli, a na biegunach nawet 60 mikrotesli. Istnieją przesłanki, że we
Ze względu na skład atmosfery, niskie temperatury i niewielkie ciśnienie chmury na Marsie składają się przeważnie z cząstek zestalonego dwutlenku węgla. Chmury takie są widoczne po lewej stronie zdjęcia nad spiralnie ukształtowaną północną czapą polarną
Promieniowanie kosmiczne to wysokoenergetyczne promieniowanie cząsteczkowe i elektromagnetyczne, które może usuwać elektrony z atomów lub cząsteczek, pozostawiając dodatnio naładowane jony lub resztki cząsteczek (jonizacja). Ten proces ma wysoką szkodliwość komórkową.
Gęstość strumienia magnetycznego jest miarą siły pola magnetycznego. Jest to wielkość strumienia magnetycznego, który przenika prostopadle przez pole o jednostkowej powierzchni.
Zdjęcie: NASA / JPL / MSSS
Możliwa dynamika wnętrza Ziemi i Marsa, na podstawie obliczeń numerycznych. Gorący materiał płaszcza, z uwagi na jego mniejszą gęstość, unosi się ku powierzchni. Takie wznoszące się strumienie przedstawiono na żółto dla Ziemi i na czerwono dla Marsa. Kule w środku symbolizują jądra planet. Powierzchnia Ziemi jest podzielona na wiele płyt tektonicznych. W tak zwanych strefach subdukcji zimny materiał powierzchniowy jest transportowany z powrotem do wnętrza Ziemi. Opadające strumienie przedstawiono na niebiesko. Mars natomiast ma tylko jedną płytę, dlatego nazywany jest planetą jednopłytową. Zatrzymuje to wprawdzie więcej ciepła we wnętrzu planety, jednak ponieważ Mars jest znacznie mniejszy od Ziemi, stygnie znacznie szybciej. W związku z tym konwekcja wewnętrzna na Marsie jest dziś znacznie słabsza niż na Ziemi
wczesnym okresie historii Marsa jego pole magnetyczne było znacznie silniejsze. Przykładowo, skały skorupy marsjańskiej są namagnesowane aż do głębokości około 18 kilometrów, a według niektórych szacunków nawet do 40 kilometrów. Zjawisko to tłumaczy się istnieniem na Marsie w przeszłości jego własnego, globalnego pola magnetycznego. Nawet marsjański pył wykazuje niewielkie namagnesowanie. Co ciekawe, wokół dużych basenów uderzeniowych, Utopia, Isidis i Hellas nie stwierdzono namagnesowanych skał. To odmagnesowanie mogło zostać spowodowane falami uderzeniowymi powstającymi podczas uderzeń meteorytów. Ponieważ można oszacować wiek powstania tych basenów ( rozdz. 3, Datowanie, s. 112), a po ich uformowaniu nie wystąpiło
ponowne namagnesowanie okolicznych skał, można również określić górną granicę czasu aktywności pola magnetycznego Marsa. Pole to niemal całkowicie zanikło po około 500 milionach lat od uformowania się planety. Przyczyny tego do dziś nie są w pełni rozpoznane. Za główny powód uważa się brak wytworzenia geodynama, czyli mechanizmu odpowiedzialnego za trwałe generowanie pola magnetycznego, tak jak ma to miejsce na Ziemi ( rozdz. 3, Generowanie pola magnetycznego przez geodynamo, s. 88). Przyczyny tego stanu rzeczy leżą częściowo w marsjańskim płaszczu, w którym nie występuje wystarczająco silna konwekcja potrzebna do chłodzenia jądra Marsa. Również charakter samego jądra, które najprawdopodobniej jest w całości płynne, w przeciwieństwie do ziemskiego jądra (zewnętrzne płynne, wewnętrzne stałe), przyczynia się znacząco do braku aktywnego pola magnetycznego. Krzepnięcie stałego jądra wewnętrznego sprzyja bowiem działaniu geodynama w płynnym jądrze zewnętrznym. Ustalenie, czy Mars ma wewnętrzne jądro, czy nie, to jedno z głównych celów misji InSight.
Także powstanie pierwotnego pola magnetycznego Marsa nadal pozostaje nie do końca wyjaśnione. Możliwe, że w okresie bezpośrednio po uformowaniu planety (czyli po akrecji i różnicowaniu ( rozdz. 1, punkt Jak powstają planety?)) pole to było krótkotrwale utrzymywane przez konwekcję cieplną w przegrzanym, płynnym i przewodzącym elektrycznie jądrze. Jednak z powodu braku tektoniki płyt i tym samym braku skutecznej konwekcji w płaszczu Marsa, dynamo bardzo szybko przestało działać. Jeśli natomiast dichotomia skorupy Marsa ( punkt Widok powierzchni) rzeczywiście powstała w wyniku gigantycznego uderzenia, to cieplne efekty w górnym płaszczu Marsa mogły tymczasowo zainicjować generowanie pola przez geodynamo w jego płynnym jądrze.
Rysunek: A.-C. Plesa / DLR
O epokach i okresach
Dla historii Marsa, podobnie jak w przypadku Ziemi, naukowcy opracowali system geochronologiczny oparty na datowaniu jego powierzchni z wykorzystaniem liczby kraterów i ich statystyki rozmiarów ( rozdz. 3, Datowanie s. 112). Ta skala czasu dzieli marsjańską historię na trzy epoki, z których w każdej wyróżnia się dwa do trzech okresów. Najstarsza epoka geologiczna nosi nazwę Noachium, od regionu Noachis Terra – starego, silnie pokrytego kraterami obszaru wyżynnego. Szacuje się, że Noachium trwało od około 4,1 do 3,7 miliarda lat temu. Charakteryzuje się przede wszystkim intensywnym bombardowaniem meteorytowym, które pozostawiło niezliczoną liczbę kraterów uderzeniowych, silną aktywnością wodną, kiedy istniały liczne systemy rzeczne, co prowadziło do wysokich wskaźników erozji, oraz nasiloną aktywnością wulkaniczną, w wyniku której powstały gigantyczne wulkany i rozległe obszary osadów wulkanicznych. Wielkie systemy rowów tektonicznych oraz uskoków są świadectwem
Mapa: (Tanaka i in., 2014), skala 1 : 20 000 000.
olbrzymich naprężeń w skorupie Marsa w tym okresie. Pod względem chemicznym najstarsza epoka charakteryzuje się wietrzeniem skał bazaltowych pod wpływem wody. W jego wyniku powstawały minerały ilaste osadzające się w jeziorach i rzekach. Po Noachium następuje epoka Hesperium, nazwana od regionu wulkanicznego Hesperia Planum. Trwała ona od około 3,7 do 3,4 miliarda lat temu. W tym okresie występowały przede wszystkim: gigantyczne powodzie pozostawiające po sobie rozległe systemy kanionów oraz wciąż intensywna, choć już bardziej okresowa aktywność wulkaniczna. Zjawiska te, mimo swej skali, zachodziły raczej cyklicznie, co skutkowało niewielkim stopniem erozji w porównaniu z wcześniejszym Noachium. W okresie hesperyjskim doszło
Geologiczna mapa Marsa powstała na podstawie różnych danych satelitarnych, zebranych od czasów misji Viking. Łączy informacje o jednostkach geologicznych i formach rzeźby terenu, a także zawiera dane o ich zróżnicowanym wieku. Mapę w wysokiej rozdzielczości można pobrać, korzystając z URL https://doi.org/10.3133/ sim3292 albo ze strony https://pubs.usgs.gov/publication/sim3292
do zasadniczej zmiany w składzie chemicznym Marsa. Zamiast iłów zaczęły się wówczas, również przy udziale wody, osadzać sole. Musiało więc dojść do daleko idącej zmiany klimatycznej, która – mówiąc potocznie – „zakwasiła” Marsa, rzecz jasna jedynie w sensie wartości pH. Następny okres – amazoński, nazwany tak od rozległej równiny Amazonis Planitia – rozpoczął się około 3,4 miliarda lat temu i trwa do dziś, obejmując tym samym trzy czwarte całej historii Marsa. W okresie amazońskim procesy geologiczne dominujące we wcześniejszych okresach – takie jak aktywność wodna, wulkanizm, tektonika, wietrzenie czy bombardowanie meteorytami – występowały już tylko sporadycznie i w osłabionej formie. Zamiast nich ukształtowały się wówczas liczne lodowce oraz osady wokół biegunów planety. Wzrosło natomiast znaczenie działania wiatru – erozja eoliczna i formowanie wydm stały się bardziej widoczne, ponieważ nie były już maskowane przez inne procesy geologiczne. Przed wszystkimi tymi epokami miał miejsce jeszcze tak zwany okres przednoachijski (4,5–4,1 mld lat temu) – czas powstawania Marsa przez akrecję i różnicowanie planetarne. Podobnie jak w przypadku innych ciał skalistych, również na Marsie utworzyła się wówczas pierwsza skorupa na powierzchni
Epoki geologiczne Marsa
EpokaOkresWiek ( ) w mld lat temu
Amazoniumpóźne Amazonium0,328–dziś
środkowe Amazonium1,23–0,328
wczesne Amazonium3,37–1,23
Hesperiumpóźne Hesperium3,61–3,37
wczesne Hesperium3,71–3,61
Noachiumpóźne Noachium3,83–3,71
środkowe Noachium3,94–3,83
wczesne Noachium4,1–3,94
magmowego oceanu. Niemal wszystkie skały z tego okresu zniknęły jednak z powierzchni planety zniszczone przez erozję, przemieszczone lub doszczętnie rozbite przez uderzenia meteorytów.
Dzięki tej klasyfikacji czasowej skały na powierzchni Marsa można obecnie dokładniej różnicować w ramach kartografii geologicznej, mianowicie nie tylko ze względu na ich kształt czy cech charakterystycznych, czyli morfologii, lecz także pod względem ich wieku.
Bóg wojny
Obserwacje Marsa sięgają czasów wczesnych cywilizacji. Z powodu swojej czerwonawej barwy, przypominającej krew, planeta ta była już w starożytnym Egipcie określana mianem „Czerwonego Horusa”, a w starożytnej Grecji została nazwana na cześć Aresa, boga wojny. Dzisiejszą nazwę Mars zawdzięcza rzym skiemu odpowiednikowi greckiego bóstwa. Na początku XVII wieku Johannes Kepler sformułował istotne, nazwane jego imieniem prawa opisujące ruchy planet ( rozdz. 1, Prawa Keplera i prawo grawitacji Newtona, s. 14). Podstawą tych prac były nieliczne, lecz jak na ówczesne czasy bardzo precyzyjne pomiary położeń Marsa dokonane przez duńskiego astronoma Tycho Brahego. W minionych stuleciach podczas opozycji Marsa (czyli gdy Słońce, Ziemia i Mars znajdują się w jednej linii) chętnie wykorzystywano trygonometrycznie zmierzoną odległość Ziemia–Mars do określenia wartości jednostki astronomicznej ( przypis w rozdz. 1, s. 6). W roku 1877 Giovanni Schiaparelli padł ofiarą złudzenia optycznego. Sądził, że widzi na powierzchni Marsa struktury przypominające rowy i kanały, które nazwał „canali” (kanały marsjańskie). Wielu współczesnych Schiaparelliemu uznało je za twory sztucznego pochodzenia, a pogląd
Podane przedziały czasu pochodzą z obliczeń numerycznych opartych na systemie chronologicznym zaczerpniętym z (Neukum i in., 2001) oraz (Michael, 2013).
Topograficzna mapa Marsa, na której można odczytać różnice wysokości form terenu. Obszary wyniesione zostały przedstawione w odcieniach czerwieni, żółci, brązu i bieli natomiast obniżenia – w odcieniach niebieskiego. Mapa została opracowana na podstawie danych z lasera altymetrycznego (laserowy wysokościomierz MOLA), znajdującego się na pokładzie satelity Mars Global Surveyor (MGS), który w 2006 r. dokładnie przeskanował powierzchnię Marsa
ten utrzymywał się jeszcze długo po tym, jak błąd został już powszechnie dostrzeżony w środowisku naukowym. Nadal jednak stanowił on dla wielu pretekst do wiary w istnienie inteligentnej cywilizacji na naszej sąsiedniej planecie, czego do końca życia był gorącym zwolennikiem amerykański astronom amator Percival Lowell ( ).
Rzut oka na powierzchnię
Dzięki licznym misjom marsjańskim, takim jak Mariner 9, Viking 1 i 2, Mars Global Surveyor, Mars Odyssey, Mars Express czy Mars Reconnaissance Orbiter, mamy obecnie dość szczegółową wiedzę na temat budowy i ukształtowania powierzchni Marsa ( ). Można wręcz
powiedzieć, że znamy powierzchnię Marsa lepiej niż powierzchnię Ziemi, ponieważ na Marsie nie ma rozległych oceanów utrudniających obserwację dna morskiego. W przybliżeniu można podzielić powierzchnię Marsa na dwa rozległe regiony: północny obszar z rozległymi nizinami oraz południowy płaskowyż o silnym zróżnicowaniu i licznych kraterach uderzeniowych. Taki podział powierzchni Marsa określa się mianem dichotomii przejawiającej się nie tylko w różnicach wieku powierzchni i częstości występowania kraterów, lecz także w grubości marsjańskiej skorupy. Na podstawie analizy pola grawitacyjnego Marsa wiadomo, że skorupa w północnych nizinach ma grubość jedynie 32 kilometry, podczas gdy w południowym wyżynnym obszarze osiąga ona 52 kilometry.
Percival Lowell (1855–1916) – zamożny amerykański przedsiębiorca, który zasłynął jako autor, matematyk oraz – początkowo amatorski –astronom. W 1894 r. założył Obserwatorium Lowella w Flagstaff w stanie Arizona, gdzie w 1930 r., 14 lat po jego śmierci, odkryto planetę karłowatą Pluton.
Szeroki przegląd tej tematyki zawiera (Jaumann i Köhler, 2009).
Zdjęcie: NASA
Stan kartografii Marsa na początku ery kosmicznej. Niniejsza mapa została sporządzona w 1962 r., 2 lata przed pierwszą udaną misją marsjańską, przez Earla C. Sliphera w amerykańskim Obserwatorium Lowella, na podstawie obserwacji teleskopowych. Już wówczas znane były wielkie baseny uderzeniowe: Hellas, Elysium, Isidis i Argyre. Były również widoczne wulkany w regionie Tharsis. Struktury liniowe na powierzchni nazywano wówczas „kanałami”, uznając je za twory sztucznego pochodzenia. Ze względu na sezonowe zmiany w wyglądzie ciemnych obszarów (ciemne piaski przemieszczane przez wiatr) sądzono niegdyś również, że może to być roślinność, pojawiająca się i zanikająca zgodnie z rytmem pór roku
Pod względem form powierzchni Mars jest planetą o najwyższych walorach. Na Marsie znajduje się wyniesiony region wulkaniczny Tharsis, którego zachodnią część wieńczy największa (najwyższa) góra w Układzie Słonecznym – Olympus Mons, a który ku wschodowi przechodzi w najrozleglejszy system kanionów w Układzie Słonecznym – Valles Marineris. Ten z kolei łączy się z gigantycznymi kanałami odpływowymi, które podobnie jak wspomniane wcześniej formy powierzchni, dzięki swym ogromnym rozmiarom są łatwo dostrzegalne z orbity. Na półkuli południowej znajdują się dwa największe, do dziś wyraźnie widoczne struktury impaktowe Marsa: baseny uderzeniowe Hellas i Argyre. Powstały one w czasach, gdy przez Układ Słoneczny przelatywały ogromne bryły wielkości małych planet i uderzały w młode jeszcze ciała niebieskie. Z biegiem czasu powierzchnia
Marsa była kształtowana i przekształcana przez zjawiska o różnym natężeniu i czasie trwania, takie jak: wulkanizm, procesy tektoniczne, oddziaływanie wody (procesy fluwialne), lodu i lodowców (procesy glacjalne) oraz wiatru (procesy eoliczne), którym przyjrzymy się w kolejnych rozdziałach.
Dokąd sięgnąć wzrokiem – wulkany
Wulkanizm kształtował Marsa przez znaczną część jego historii. W wielu miejscach na powierzchni planety zidentyfikowano minerały typowe dla bazaltowego wulkanizmu ubogiego w gazy. Tego rodzaju wulkanizm najczęściej występuje na skalistych ciałach Układu Słonecznego: na Ziemi niektóre z największych wulkanów, jak chociażby te z archipelagu Hawajów, mają właśnie naturę bazaltową, przede wszystkim
United States Air Force
Mapa:
jednak dna oceaniczne zbudowane są z tej bogatej w żelazo i magnez skały wulkanicznej. Bazalty powstają, gdy stosunkowo pierwotny materiał płaszcza planety unosi się ku górze w postaci dużych pęcherzy magmy i wypływa na powierzchnię jako lawa. Przyjmuje się, że skorupa Marsa zbudowana jest w zasadniczej mierze z bazaltu, który jednak w wielu miejscach uległ przekształceniom wskutek takich procesów jak uderzenia meteorytów, wietrzenie czy erozja i nie występuje już w swojej pierwotnej postaci.
Wygasłe wulkany są rozproszone na znacznej części powierzchni Marsa. Szczególnie wyróżnia się tarcza wulkaniczna Olympus Mons, której szczyt znajduje się na wysokości 26 kilometrów nad otaczającym terenem (a jego wysokość liczona ponad areoidem ( ) wynosi około 21 km). Przy średnicy wynoszącej u podstawy 600 kilometrów Olympus Mons zajmuje powierzchnię porównywalną z obszarem Niemiec i jest najwyższą górą w Układzie Słonecznym. Znajduje się
Widok z góry na Olympus Mons, największy wulkan Marsa o wysokości 26 km. W środku widoczny jest jego krater centralny, czyli kaldera.
na skraju regionu wulkanicznego Tharsis, który jest wypiętrzony na wysokość 6 kilometrów. Na jego szczytowej części wznoszą się inne, tylko nieco mniejsze wulkany: Arsia Mons, Ascraeus Mons oraz Pavonis Mons.
Mapa regionów wulkanicznych na Marsie. Dwie duże prowincje wulkaniczne Tharsis i Elysium wraz z czterema regionami wulkanów wyżynnych tworzą niemal globalną sieć wulkaniczną na Marsie
W tym regionie odkryto łącznie około tuzina bardzo dużych oraz setki mniejszych wulkanów. Aktywność niektórych z wulkanów Tharsis trwała aż do najnowszej przeszłości Marsa. Wulkany występują również w skupiskach w innych miejscach, na przykład w regionie wulkanicznym Elysium, gdzie niektóre potoki lawy prawdopodobnie zastygły zaledwie kilka milionów lat temu (czyli w epoce amazońskiej), co w skali
Areoid to globalna powierzchnia o jednakowym przyciąganiu grawitacyjnym, odpowiadająca poziomowi morza na Ziemi, opisywana za pomocą warstwy ciśnienia 6 mbar w atmosferze Marsa.
Zdjęcie u góry: NASA / JPL Mapa na dole: DLR
Zewnętrzne stoki otoczone są 8-kilometrową skarpą
Hellas Planitia
Argyre Planitia
Isidis Planitia Syrtis Major Lunae
Tempe Terra
Hesperia
Planum
MedusaeFossae Formation
geologicznej niemal odpowiada teraźniejszości i stawia pytanie, czy Mars może być wciąż aktywny wulkanicznie. Na południowych wyżynach Marsa znajdują się trzy rozległe obszary wulkaniczne: Syrtis Major Planum, Hesperia Planum i Malea Planum, zasilane przez jeden lub dwa główne wulkany w każdej z nich. Te wulkany wyżynne należą do najstarszych na Marsie i wygasły już około miliarda lat temu. W trakcie swoich faz aktywności wszystkie te wulkany pokryły Marsa rozległymi pokrywami lawowymi, do dziś dominującymi w krajobrazie rozległych obszarów planety.
Tektonika
Skorupę Marsa, oprócz wulkanizmu, ukształtowały także procesy tektoniczne
związane z naprężeniami, częściowo podobne do tych, które obserwujemy na Ziemi. Na zdjęciach satelitarnych można rozpoznać liczne strefy uskokowe, czyli pęknięcia i deformacje litosfery ( ). Zgrupowania uskoków mogą osiągać długość kilkuset, a nawet kilku tysięcy kilometrów. Występują zarówno uskoki rozciągające, jak i uskoki kompresyjne, natomiast ruchy przesuwcze (transformacyjne) są bardzo nieliczne. Nie jest to zaskoczeniem, ponieważ ten poziomy typ przemieszczenia na Ziemi wynika przede wszystkim z działania tektoniki płyt, w której płyty litosferyczne przesuwają się względem siebie. Mars natomiast jest „planetą jednopłytową”, której litosfera nie składa się – jak w przypadku Ziemi – z wielu osobnych płyt mogących się wzajemnie przemieszczać. Tektoniczne procesy na Marsie były więc wywoływane głównie przez wulkanizm. Na planetach jednopłytowych, takich jak Mars czy Księżyc, termiczna kontrakcja spowodowana stopniowym ochładzaniem się litosfery również odgrywa istotną rolę w powstawaniu
Tektoniczne, uskokowe struktury są na Marsie bardzo powszechne wszędzie tam, gdzie wskutek wulkanizmu lub uderzeń meteorytów wystąpiły silne naprężenia w skorupie marsjańskiej. Widoczny na zdjęciu rów jest częścią formacji Nili Fossae, położonej na północno-zachodnim skraju Isidis Planitia. Struktura ta najprawdopodobniej powstała w wyniku gigantycznego uderzenia, które doprowadziło również do uformowania basenu Isidis
Litosfera – ochłodzona, krucha zewnętrzna powłoka planety, złożona ze skorupy oraz zewnętrznej części płaszcza.
Zdjęcie u góry: NASA / JPL / MSSS
Zdjęcie na dole: ESA / DLR / FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO
Największe wulkany regionu Tharsis. Oprócz imponującego Olympus Mons (ok. 26 km wysokości) są to: Arsia Mons (14 km), Pavonis Mons (12 km) oraz Ascraeus Mons (18 km)
naprężeń tektonicznych. Ponieważ aktywność tektoniczna Marsa jest powiązana z jego wulkanizmem, najnowsze przejawy aktywności miały miejsce w epoce Amazonium, a więc przed „zaledwie” kilku milionami lat.
Najbardziej charakterystyczną tektoniczną formą powierzchniową Marsa jest potężny system uskokowy Valles Marineris, który powstał jako rów tektoniczny w związku z wypiętrzeniem regionu Tharsis oraz pękaniem i zapadaniem się marsjańskiej skorupy. Ma on prawie 4000 kilometrów długości, do 700 kilometrów szerokości i sięga do 7 kilometrów głębokości w najniższych punktach. To gigantyczne zagłębienie w kształcie wąwozu jest
Struktury tektoniczne na Marsie nie występują wyłącznie w postaci rowów tektonicznych, często towarzyszą im również tak zwane łańcuchy lejów. Na zdjęciu widoczny jest fragment formacji Tractus Catena, w której leje o głębokości dochodzącej do 1500 m tworzą ciąg wzdłuż strefy uskokowej, gdzie występują niemal prostopadle przecinające się rowy. Struktury te powstały najprawdopodobniej wskutek zapadania się marsjańskiej skorupy w wyniku rozciągających pęknięć lub opróżnienia podziemnych tuneli lawowych
tak rozległe, że na Ziemi sięgałoby od wschodniego do zachodniego wybrzeża Ameryki Północnej. Mount Everest, najwyższa góra na Ziemi, niemal całkowicie zniknąłby w jego wnętrzu.
Valles Marineris to również rów tektoniczny, jednak o gigantycznych rozmiarach. Na przedstawionym zdjęciu widoczny jest tylko jego niewielki fragment – przejście z Melas Chasma do Candor Chasma. Mianem Chasmata są określane poszczególne boczne doliny tego rowu tektonicznego. Zbocza widoczne na zdjęciu wznoszą się na wysokość około 7 km
Woda na Marsie
Rozgałęzione systemy dolin rozciągają się na rozległych obszarach Marsa i świadczą o niegdyś powszechnej aktywności wodnej. Wyróżnia się przy tym zasadniczo dwa typy dolin: dawne doliny rzeczne, które były zasilane albo przez odpływ powierzchniowy, albo przez stały wypływ wód podziemnych, oraz olbrzymie kanały odpływowe, którymi podczas katastrofalnych wydarzeń przemieszczały się gigantyczne ilości wody z podziemnych zbiorników, podobnie jak ma to miejsce podczas przerwania barier
Zdjęcie: ESA / DLR / FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO
Curiosity
Łazik Curiosity należący do NASA został wyposażony w dziesięć instrumentów naukowych, za pomocą których może obserwować i analizować swoje otoczenie. Obok różnych kamer służących do lokalizacji i orientacji w terenie oraz do precyzyjnego obrazowania próbek skał i gruntu w małej skali, znajdują się tam również spektrometry ( rozdz. 3, Spektroskopia, s. 107), umożliwiające określenie składu chemicznego badanych próbek. Łazik dysponuje też przyrządami do pomiaru promieniowania oraz czujnikami środowiskowymi, które dostarczają informacje na temat nasłonecznienia i warunków atmosferycznych. Szczególną rolę odgrywa w tym kontekście instrument SAM (Sample Analysis at Mars), który po raz pierwszy umożliwia poszukiwanie związków organicznych zawierających węgiel, a więc takich, które oprócz węgla (C) mogą zawierać również wodór (H), tlen (O), azot (N), siarkę (S) lub fosfor (P). Związki te określa się mianem „podstawowych budulców życia”, ponieważ każda znana nam forma życia zawiera w takiej czy innej postaci te właśnie pierwiastki.
Zdjęcie: NASA / JPL-Caltech
Instrumenty pomiarowe i urządzenia zamontowane na Curiosity:
I. Kamery:
• kamera masztowa (MASTCAM),
• lupa (MAHLI – Mars Hand Lens Imager),
• kamera do dokumentacji lądowania (MARDI – Mars Descent Imager).
II. Spektrometry:
• spektrometr rentgenowski cząstek alfa (APXS),
• spektrometr z kamerą do analiz geochemicznych (ChemCam),
• rentgenowski spektrometr do analizy mineralogicznej (CheMin),
• zestaw do analizy próbek gruntu i skał, wyszukiwania związków organicznych oraz badania stosunków ilości izotopów w atmosferze (SAM – Sample Analysis @ Mars).
III. Detektory promieniowania:
• urządzenie do pomiaru promieniowania wysokoenergetycznego w otoczeniu łazika (RAD –Radiation Assessment Detector)
• detektor neutronów(DAN – Dynamic Albedo of Neutrons): neutrony wyhamowywane są przez wodę, grupy OH– lub H2, co umożliwia wykrycie obecności wody.
IV. Czujniki środowiskowe:
• system pomiaru warunków atmosferycznych w fazie wejścia i lądowania (MEDLI – MSL Entry, Descent and Landing).
lodowcowych i gwałtownego wypływu wód z jezior polodowcowych na Ziemi.
Odpływ powierzchniowy, odpowiedzialny za powstanie licznych dolin rzecznych, nie był spowodowany głównie opadami deszczu, lecz – co znacznie bardziej prawdopodobnie – wynikał z topnienia pokryw śnieżnych i lodu gruntowego. Przyjmuje się również, że wiele z tych dolin wykształciło się w wyniku wielokrotnych, epizodycznie powtarzających się lokalnych przepływów wody. W takim scenariuszu do uformowania koryt rzecznych potrzeba znacznie mniejszych ilości wody, ponieważ ta sama woda mogła wielokrotnie krążyć w tym samym układzie dolin. Do zdarzeń przypuszczalnie prowadzących do topnienia lokalnych
pokryw śnieżnych lub złóż lodu gruntowego należą uderzenia meteorytów oraz erupcje wulkaniczne. Z dużym prawdopodobieństwem powodowały one regionalne ocieplenie klimatu, trwające miejscami nawet setki tysięcy lat, co zapoczątkowywało aktywność wodną. Także ogromne ilości wód podziemnych, kształtujących gigantyczne kanały odpływowe, zostały prawdopodobnie uwolnione w wyniku wulkanicznego topnienia lodu gruntowego.
Jednym z większych systemów dolinnych na Marsie jest Ma’adim Vallis uchodzący do krateru uderzeniowego Gusev – miejsca, w którym łazik Spirit poszukiwał śladów obecności wody. Ku wielkiemu zaskoczeniu naukowców nie znaleziono tam niemal żadnych oznak dawnego występowania wody. Wyjaśnienie okazało się jednak proste: dno krateru pokrywa młoda lawa pochodząca z pobliskiego wulkanu Apollinaris Mons. Dopiero gdy Spirit dotarł do Columbia Hills, pobliskiego pasma wzgórz wystającego ponad warstwę lawy, udało się mimo wszystko zidentyfikować ślady działania wody powierzchniowej. W Mawrth Vallis, innym dużym dawnym systemie rzecznym po przeciwnej stronie planety, już same zdjęcia satelitarne ujawniły rozległe pokłady minerałów ilastych zawierających wodę. Ich obecność jednoznacznie wskazuje, że w tym miejscu przez dłuższy czas występowała ciekła Kasei Valles – jeden z największych systemów kanałów odpływowych na Marsie. Powstał w wyniku gigantycznego wypływu wód podziemnych w rejonie Echus Chasma. Dzieli on wyżyny położone na północny wschód od Valles Marineris na dwa obszary: Lunae Planum i Tempe Terra. Podobnie jak większość kanałów odpływowych na Marsie system ten kończy swój bieg na północnych nizinach, a dokładniej w regionie Chryse Planitia
Zdjęcie: ESA / DLR / FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO
Zarga Valles, położona w górzystym regionie Libya Montes, to jedna z niezliczonych, wyschniętych dolin rzecznych na Marsie. W tym miejscu miały miejsce kolejne epizody aktywności wodnej, następujące po sobie w odstępach wielu milionów lat. Szeroka dolina widoczna po lewej stronie zdjęcia (czarne strzałki) to właściwy kanał rzeczny prowadzący kiedyś wodę (białe strzałki). Kanał ten można rozpoznać jako wąską, wijącą się wzdłuż doliny strukturę
woda, a warunki środowiskowe były cieplejsze i chemicznie neutralne (pod względem pH), co umożliwiło wietrzenie pierwotnych skał. Dzięki zasobom mineralnym w rejonie Mawrth Vallis dolina ta niezmiennie pozostaje kandydatem gorąco rozważanym w dyskusji nad przyszłymi miejscami lądowania na Marsie. Mimo że nierówny teren stanowi z technicznego punktu widzenia poważne zagrożenie podczas lądowania, lokalizacja ta wciąż figuruje na liście potencjalnych miejsc lądowania dla planowanego łazika ExoMars 2020 ( ), którego celem jest poszukiwanie śladów życia na Marsie.
Obok płynących cieków wodnych istniały również kratery uderzeniowe wypełnione wodą. Takie dawne jeziora kraterowe nazywane są dziś paleojeziorami i często towarzyszą im delty, osady minerałów zawierających wodę oraz doliny dopływowa i odpływowa. Najbardziej znanym paleojeziorem na Marsie jest bez wątpienia krater Gale, który stanowi dziś bazę
operacyjną łazika Curiosity. Badania przeprowadzane przez to „poruszające się laboratorium” po raz pierwszy wykazały, że w tym miejscu panowały we wczesnej historii Marsa rzeczywiście warunki przyjazne dla życia (tzw. środowisko habitabilne). Czy w tych sprzyjających warunkach rzeczywiście mogło powstać życie, pozostaje kwestią dalszych badań. Takie odkrycia stanowią jednak główną siłę napędową dalszych badań egzobiologicznych na Marsie.
Co ciekawe, większość okresów aktywności rzek i jezior wydaje się kończyć mniej więcej w tym samym czasie. Choć powstawanie wielkich kanałów odpływowych datuje się na czas po tej fazie aktywności, rzeki i jeziora występowały potem już tylko sporadycznie. Co wtedy się wydarzyło? Wiele wskazuje na to, że tuż przed przejściem od epoki Noachium do Hesperium (około 3,7 miliarda lat temu) doszło do istotnej zmiany klimatu, w wyniku której klimat Marsa przekształcił się z umiarkowanie chłodnego, wilgotnego i chemicznie neutralnego w znacznie chłodniejszy, bardziej suchy i kwaśny. Pomimo regionalnego charakteru zjawisk odpływowych, co nie pozwala na wyciąganie jednoznacznych wniosków o globalnym klimacie, jednak różnice w wieku minerałów ilastych i siarczanowych, wykrytych w wielu miejscach na Marsie, wskazują na istnienie takich ogólnych warunków klimatycznych. Ustalono, że istnieją wyraźne zależności w genezie obu grup minerałów: starsze minerały ilaste, do których powstania potrzebne są warunki bogate w wodę i bliskie zasadowym, powstawały głównie w epoce Noachium, podczas gdy większość siarczanów tworzących się w środowiskach kwaśnych uformowała się w epoce Hesperium.
Misję przełożono z 2020 na 2022 r. z powodu problemów technicznych (np. nieudane testy spadochronów) oraz pandemii COVID-19. W marcu 2022 r., w odpowiedzi na inwazję Rosji na Ukrainę, ESA zdecydowała o zawieszeniu współpracy z Rosją. W nowym harmonogramie misję przesunięto na nie wcześniej niż październik 2028 r., z lądowaniem planowanym na koniec 2030 r., przy użyciu zachodniej platformy lądowania i rakiety NASA/komercyjnej – przyp. red Zdjęcie: ESA / DLR / FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO
Obie grupy minerałów powstają w wyniku wietrzenia bazaltowych skał wulkanicznych pod wpływem ciekłej wody, przy czym minerały ilaste wskazują na większą dostępność wody niż siarczany. W późniejszym Amazonium zdają się przeważać warunki utleniające, co doprowadziło do powstania rozległych złóż tlenków żelaza nadających Marsowi jego charakterystyczną czerwonawą barwę. Istnienie tych minerałów świadczy o tym, że w chwili ich powstawania nie było już dostępnej ciekłej wody. Naukowcy wciąż gorączkowo poszukują odpowiedzi na pytanie, co dokładnie było czynnikiem wywołującym zmianę klimatu między Noachium a Hesperium oraz jak dokładnie wyglądały warunki środowiskowe w poszczególnych epokach. Jako możliwy scenariusz rozważa się między innymi zintensyfikowaną aktywność wulkaniczną w tamtym czasie, która w wyniku emisji gazów i siarki do atmosfery mogła stopniowo prowadzić do zakwaszenia środowiska.
Krater Gale, o średnicy 154 km, niegdyś wypełniało jezioro mogące sprzyjać powstaniu środowiska przyjaznego dla życia. Z tego powodu obszar ten został wybrany jako teren badań łazika Curiosity. Centralne wzniesienie widoczne w środku zdjęcia ma wysokość 5500 m. Ciemny materiał półkoliście otaczający wzgórze to ciemne, wulkaniczne piaski, tworzące na dnie krateru wydmy. W prawym górnym rogu zdjęcia widać wyschniętą dolinę rzeczną, uchodzącą do wnętrza krateru. Przy dokładnym przyjrzeniu się zdjęciom o wysokiej rozdzielczości na dnie krateru można nawet dostrzec deltę rzeki, co stanowi jednoznaczny dowód na istnienie dawnego jeziora
Widok z łazika Curiosity wewnątrz krateru Gale, z formacji skalnej nazwanej „Kimberly” w kierunku centralnego wzniesienia „Mount Sharp”. Drobno uwarstwione osady widoczne na pierwszym planie wskazują na ich nagromadzenie w stojącym zbiorniku wodnym. W celu lepszej interpretacji zdjęcia wykonane bezpośrednio na powierzchni Marsa poddawane są tzw. korekcji balansu bieli, aby skały wyglądały tak, jak mogłyby wyglądać na Ziemi. Jest to konieczne, ponieważ na Marsie nie dociera do powierzchni światło niebieskie, co powoduje, że oryginalnie czerwonawy marsjański nieboskłon i część skał na takich zdjęciach wydają się mieć odcień niebieskawy
Krótkotrwałe uwolnienie wody w niedawnej przeszłości (w epoce Amazonium), w połączeniu ze spływami błotnymi lub rumowiskowymi, mogło doprowadzić do powstania charakterystycznych rynien erozyjnych (tzw. gullies) występujących na licznych krawędziach kraterów, zboczach wydm oraz stromych stokach. W 2015 roku, w niektórych tego typu lokalizacjach naukowcy wykryli obecność płynnej wody na powierzchni Marsa i to we współczesnych czasach. Jej obecność zdradzają ciemne smugi (tzw. recurring slope lineae)
Zdjęcie górne: NASA / JPL-Caltech / ESA / DLR / FU Berlin / MSSS
Zdjęcie dolne: NASA / JPL-Caltech / MSSS
rozprzestrzeniające się sezonowo na zboczach w dół stoku, zanikające, a następnie pojawiające się ponownie. Ostatecznie, dzięki zaawansowanym badaniom mineralogicznym, udało się udowodnić, że powstawanie ciemnych smug na zboczach jest wynikiem działania silnie zasolonej wody. Kontakt słonej wody z marsjańskimi skałami doprowadził do powstania specyficznych związków solnych, tak zwanych nadchloranów (perchloratów), których odkrycie stanowiło kluczowy dowód potwierdzający ten proces. Im bardziej zasolony jest roztwór wodny, tym niższa jest jego temperatura zamarzania, dlatego też w tych szczególnych warunkach woda może do dziś występować na Marsie w stanie ciekłym, choć tylko przez krótki czas.
Ślady lodowców i lodu
Obok dwóch imponujących czap lodowych na biegunie północnym i południowym lód występuje na Marsie również w wielu innych miejscach, na przykład w postaci szronu na wydmach lub na zacienionych zboczach kraterów, a także jako pozostałości dawnych lodowców. Ponadto w niektórych miejscach wykryto lód gruntowy zalegający na niewielkiej głębokości. Na przykład lądownik Phoenix, który w 2008 roku osiadł na północnej nizinie Marsa, za pomocą małego ramienia z chwytakiem wydobył na powierzchnię białą substancję, która zniknęła po kilku dniach. Był to ostateczny dowód na obecność lodu gruntowego! Po wystawieniu na działanie promieniowania słonecznego na powierzchni Marsa lód ten nie uległ stopieniu, lecz sublimacji – bezpośrednio przeszedł w stan gazowy. Przypuszcza się, że pod powierzchnią Marsa występują rozległe zasoby lodu.
Warto przy tym zaznaczyć, że marsjański lód to nie tylko lód z wody, ale również zestalony dwutlenek węgla, ponieważ temperatury mogą tam spadać poniżej –100 °C, a ciśnienie atmosferyczne na Marsie jest
Ciemne smugi na zboczach, jak te na krawędzi rowu w rejonie Acheron Fossae, są obecnie jedynym dowodem na występowanie płynnej wody na Marsie. Nawet jeżeli na Marsie jest zasadniczo zbyt zimno, a ciśnienie atmosferyczne zbyt niskie, to obecność odpowiednio dużej ilości soli może skutkować obniżeniem temperatury zamarzania wody, umożliwiając jej krótkotrwały przepływ w stanie ciekłym po stokach
skrajnie niskie. Ślady procesów związanych z lodem (tzw. procesy glacjalne) zaobserwowano również w wielu miejscach na powierzchni Marsa – nawet tam, gdzie nikt nie spodziewałby się lodu. Na przykład na północno-zachodnich zboczach wulkanów regionu Tharsis można dostrzec struktury przepływowe, które przypominają pokryte rumoszem lodowce blokowe, znane z obszarów górskich i polarnych Ziemi. Są one interpretowane jako pozostałości lodowców marsjańskich. Ale jak to możliwe, że lodowiec powstał w pobliżu równika? Powstawanie lodowców w tak małych szerokościach geograficznych można wytłumaczyć częstymi zmianami nachylenia osi obrotu Marsa. Mars ma mniejszy moment pędu niż Ziemia i nie ma dużego Księżyca, który mógłby, jak na Ziemi, stabilizować oś nachylenia planety przez swoje oddziaływanie grawitacyjne.
Zdjęcie dół: NASA / JPL / University of Arizona
Porównanie peryglacjalnych form powierzchniowych na Marsie (po lewej) i na Ziemi (na środku i po prawej). Widoczne tu poligonalne struktury z wzorami mrozowymi w tzw. glebach powstają na skutek termicznej kontrakcji (czyli kurczenia się gruntu w wyniku stopniowego wychładzania), co prowadzi do powstawania szczelin. Z czasem powstałe spękania wypełniane są wodą, piaskiem i materiałem glebowym. W wyniku wielokrotnego pękania podłoża na przestrzeni lat w szczelinach gromadzi się coraz więcej materiału, przez co stopniowo się one powiększają. Podobieństwo tych form powierzchniowych na Ziemi i Marsie pozwala przypuszczać, że na obu planetach zachodził podobny proces ich powstawania
Przypuszcza się, że w przeszłości oś obrotu Marsa podlegała silnym wahaniom, sięgającym nawet około 60 ° ( ). Gdy nachylenie osi obrotu jest tak duże, bieguny otrzymują znacznie więcej promieniowania słonecznego, podczas gdy obszary równikowe są dużo słabiej oświetlane, co prowadzi do ich silniejszego wychłodzenia. Skutkiem są topniejące czapy polarne oraz gromadzenie się lodu w wyżej położonych regionach wokół równika. Znaczne wahania temperatury, wynikające z wysokiej ekscentryczności orbity Marsa, mogą dodatkowo sprzyjać powstawaniu lodowców równikowych. Wiele zjawisk powierzchniowych, szczególnie w średnich i dużych szerokościach geograficznych Marsa, wykazuje uderzające podobieństwo do struktur obserwowanych na obszarach wiecznej zmarzliny na Ziemi. Takie formy peryglacjalne („otaczające lodowce”) stanowią zatem ważny przedmiot badań porównawczych między Ziemią a Marsem.
Czapę lodową na biegunie północnym Marsa zdominował potężny wąwóz
Chasma Boreale („północna szczelina”) widoczny na pierwszym planie. Dolina ta wcina się na niemal 500 km w tarasowatą czapę polarną zbudowaną z lodu (wody w stanie stałym) i zestalonego dwutlenku węgla. Przyjmuje się, że spiralny układ warstw lodowych oraz głębokie na kilkaset metrów doliny między nimi powstały pod wpływem dominujących w tym regionie wiatrów. Samo Chasma Boreale mogło powstać w wyniku gwałtownego wypływu z jeziora subglacjalnego znajdującego się pod lodowcem. Obie te teorie powstania pozostają jednak jak dotąd niepotwierdzone
(Laskar i in, 2014; Laskar i in, 2002; Smith i in, 2016).
Zdjęcie górne: NASA / JPL / University of Arizona; DLR
Zdjęcie dolne: ESA / DLR / FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO
Lód na Marsie. Po lewej stronie zdjęcia widoczna jest część czapy lodowej bieguna południowego, złożonej zarówno z lodu (wody w stanie stałym), jak i zestalonego dwutlenku węgla, częściowo pokrytej pyłem. Po prawej stronie widać kratery uderzeniowe, których dna oraz otoczenie pokrywa cienka warstwa lodu. Ciemne, niemal czarne struktury to złoża dawnego popiołu wulkanicznego
To, co pozostało do dziś – kształtujący krajobraz wiatr
Również wiatr pozostawił swoje ślady niemal wszędzie na Marsie. Niezliczone, opływowe wały skalne, tak zwane jardangi, zostały wydrążone niczym strumieniem piasku z piaskarki z otaczających je mniej odpornych skał.
Jeszcze bardziej imponującym świadectwem aktywności wiatru są rozległe, ciemne pola wydm, które wskazują, że w przeszłości, gdy atmosfera była gęstsza, wiatr działał znacznie intensywniej niż obecnie. Te zachwycające pola wydm można zobaczyć przede wszystkim wewnątrz licznych kraterów uderzeniowych oraz w pobliżu bieguna północnego.
Marsjańskie piaski, w przeciwieństwie do wydm ziemskich, nie są zbudowane z jasnego kwarcu, lecz z ciemnej wulkanicznej popiołowej materii ( ), osadzonej około 3–4 miliardów lat temu. Dlatego większość wydm na Marsie ma barwę czarną do ciemnoszarej.
Gdyby piaski te miały dłuższy kontakt z wodą na powierzchni Marsa, uległyby wietrzeniu do minerałów ilastych, co sprawiłoby, że byłyby dziś jaśniejsze i nie nadawałyby się już do transportu przez wiatr. Ponieważ jednak zachowały się w swoim pierwotnym, niezwietrzałym stanie, naukowcy przypuszczają, że warstwy popiołu wulkanicznego zostały niezwłocznie przykryte lawą lub innym materiałem i w ten sposób ochronione przed kontaktem z wodą, pozostawały więc spokojnie pod powierzchnią. Dopiero uderzenia meteorytów, które wystąpiły długo po zakończeniu okresu aktywności rzek i jezior,
Te widoczne na zdjęciu, ciągnące się kilometrami, równolegle ułożone grzbiety i bruzdy to tzw. jardangi. Powstają wówczas, gdy wiatr nieustannie wieje w jednym kierunku, a niesione przez niego drobne cząstki działają niczym piaskarka, ścierając powierzchnię w tym samym kierunku. Formy erozji wiatrowej, takie jak te jardangi w pobliżu pasma Gordi Dorsum, są zarówno na Ziemi, jak i na Marsie dość powszechne. Świadczą one o obecności skał o różnej odporności na erozję i umożliwiają określenie dominującego kierunku formującego je wiatru
Popiół wulkaniczny to materiał wyrzucany podczas erupcji wulkanu, składający się z cząstek o średnicy do 2 mm.
Zdjęcia: ESA / DLR / FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO
HRSC na pokładzie Mars Express ( )
Europejska misja Mars Express, wystrzelona 2 czerwca 2003 roku, dostarcza istotnych nowych danych na temat geologii, mineralogii i atmosfery Marsa. Do jej głównych celów należy rekonstrukcja historii klimatu Czerwonej Planety oraz zbadanie roli i dalszych losów wody na Marsie. Instrumenty na pokładzie:
• HRSC (High-Resolution Stereo Camera) – kamera stereoskopowa o wysokiej rozdzielczości, rejestrująca obrazy w kolorze; opracowana na potrzeby misji Mars 96 w koordynacji z naukowcami z Niemiec;
• MaRS (Mars Radio Science Experiment) – urządzenie do badania atmosfery, powierzchni i pola grawitacyjnego Marsa, opracowane w koordynacji z naukowcami z Niemiec;
• PFS (Planetary Fourier Spectrometer) – spektrometr w podczerwieni do analizy atmosfery; opracowane w koordynacji z naukowcami z Włoch z udziałem Niemiec;
• ASPERA (Analyser of Space Plasmas and Energetic Atoms) – urządzenie do analizy oddziaływania atmosfery Marsa z ośrodkiem międzyplanetarnym; opracowane w koordynacji z naukowcami ze Szwecji;
• MARSIS (Mars Advanced Radar for Subsurface and Ionospheric Sounding) – radar do badania struktur podpowierzchniowych Marsa oraz górnych warstw atmosfery; opracowany w koordynacji z naukowcami z Włoch;
• OMEGA (Observatoire pour la Minéralogie, l’Eau, les Glaces et l’Activité) – spektrometr w podczerwieni do badania składu powierzchni Marsa, pierwotnie opracowany na potrzeby misji Mars 96; opracowany w koordynacji z naukowcami z Francji;
• SPICAM (Spectroscopic Investigation of the Atmosphere of Mars) – spektrometr ultrafioletowy do badania atmosfery, opracowany pierwotnie na potrzeby misji Rosetta
Za pomocą stereoskopowej kamery HRSC o wysokiej rozdzielczości, opracowanej w Instytucie Badań Planetarnych Niemieckiego Centrum Lotnictwa i Kosmonautyki (DLR), Mars jest mapowany w niespotykanej dotąd rozdzielczości, trójwymiarowo i w kolorze. Celem eksperymentu HRSC jest opracowanie globalnej mapy topograficznej Marsa z rozdzielczością 10 metrów na piksel. Na podstawie danych stereoskopowych można tworzyć cyfrowe modele terenu, a połączenie uzyskanych informacji wysokościowych z obrazami o wysokiej rozdzielczości umożliwia znacznie dokładniejszą interpretację geologicznej ewolucji planety na przestrzeni jej 4,5 miliarda lat historii.
Ta niezwykle precyzyjna trójwymiarowa kartografia jest możliwa dzięki po raz pierwszy zastosowanej w badaniach planetarnych metodzie rejestracji obrazu: HRSC skanuje przesuwający się pod sondą krajobraz za pomocą obiektywu teleskopowego i dziewięciu czułych liniowych sensorów światła, ułożonych poprzecznie do kierunku ruchu. Cztery z dziewięciu czujników skierowano ukośnie do przodu, a cztery kolejne – ukośnie do tyłu. Z tych ukośnych ujęć generowany jest trójwymiarowy obraz. Pomiędzy nimi znajduje się skierowany pionowo w dół czujnik nadiru, rejestrujący obrazy o najwyższej ostrości.
https://www.dlr.de/de/forschung-und-transfer/projekte-und-missionen/mars-express Zdjęcie: Astrium
Ciemne pole wydmowe wewnątrz krateru Rabe. Piaski o pochodzeniu wulkanicznym, powstałe pierwotnie w wyniku erupcji, kształtują niemal wszędzie na Marsie niezliczone pola wydmowe. W tym miejscu wydmy „spływają” z dna krateru w kierunku zagłębienia. Ciemne miejsca (zaznaczone białymi strzałkami) widoczne po prawej stronie obrazu to prawdopodobnie obszary źródłowe tych piasków odłożonych w postaci warstw popiołu wulkanicznego miliardy lat temu. Zdjęcie przedstawia obraz w fałszywych kolorach, dlatego wydmy wydają się mieć odcień niebieskawy, choć w rzeczywistości są szaroczarne
ponownie odsłoniły te ciemne warstwy popiołu i wyniosły je na powierzchnię. Świadczy o tym przede wszystkim fakt, że ciemne warstwy popiołu wulkanicznego, uznawane za główne źródło materiału wydmowego w kraterach, często są widoczne jako odsłonięte fragmenty na zboczach kraterów lub poniżej ich dna. Niektóre wydmy nie mają barwy czarnej, lecz są pokryte czerwonawą warstwą pyłu. Stanowi to wskazówkę, że obecnie nie są aktywne, a ich piaski nie są przemieszczane przez wiatr.
Przez długi czas sądzono, że transport piasków wydmowych w obecnych warunkach klimatycznych na Marsie jest zasadniczo niemożliwy, a wszystkie wydmy są nieaktywne. Atmosfera jest zbyt rzadka, a wiatr zbyt słaby, by mógł wytworzyć wystarczające tarcie potrzebne do uniesienia ziaren piasku. Przez całe dekady nie udało się również zaobserwować wyraźnych zmian w strukturze wydm, nie mówiąc już o ich
przemieszczeniu. Dziś jednak, dzięki obrazom satelitarnym o znacznie wyższej rozdzielczości, sięgającej nawet 25 centymetrów na piksel, udało się odkryć wiele dowodów na to, że wydmy faktycznie się przemieszczają, zanikają i formują na nowo, choć dzieje się to w bardzo małej skali. Szczególnie dobrze widoczne są ruchy niewielkich zmarszczek eolicznych występujących na powierzchniach dużych wydm.
Mogą się one przemieszczać średnio o pół do jednego metra rocznie. Same ciała wydm również mogą się przesuwać do przodu. Obliczono, że tempo transportu piasku na Marsie w niektórych przypadkach osiąga wartości porównywalne z tymi na Ziemi, a niekiedy nawet je przekracza. Na czołowych krawędziach wydm wielokrotnie zabserwowano małe lawiny piaskowe oraz rynny erozyjne świadczące o aktywnym transporcie materiału piaszczystego w dół stoku. Poza tym aktywność wiatrowa objawia się widowiskowo w postaci burz pyłowych oraz wirów wiatrowych, tak
Zdjęcie u góry: ESA / DLR / FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO Rysunek na dole: DLR
Szkic ciemnych warstw popiołu, które mogą być odsłonięte pod dnem krateru (z lewej) lub na zboczu krateru (z prawej) w wyniku uderzenia meteorytu. Ciemne piaski osypują się z tych warstw, są unoszone przez wiatr i odkładane w formie wydm
Dopiero na obrazach o najwyższej rozdzielczości można dostrzec drobne szczegóły, takie jak centymetrowe zmarszczki eoliczne na powierzchniach dużych, ciemnych wydm. Porównując dane obrazowe zebrane w odstępach kilku miesięcy lub lat, można zauważyć, że zmarszczki te przemieszczają się w kierunku wiatru po powierzchni wydm
zwanych diabłów pyłowych (ang. dust devils) przemieszczających się z dużą prędkością po powierzchni Marsa i pozostawiających miejscami malownicze
Ślady diabłów pyłowych na powierzchni piaszczystej wydmy. Kiedy wiry wiatrowe przemieszczają się po nieaktywnej powierzchni wydmy, często usuwają wierzchnią warstwę rdzawo zabarwionego, utlenionego pyłu. Pod spodem ukazuje się wtedy, jak na tym zdjęciu, właściwy piasek wydmowy o ciemnej barwie
wzory śladów. Spośród wszystkich wygasłych procesów geologicznych to właśnie aktywność wiatru pozostaje dziś dominującą siłą w istotny sposób kształtującą i zarazem przekształcającą powierzchnię Marsa.
Występowanie metanu – znak życia na Marsie?
Spektrometry na pokładzie sondy Mars Express wykryły w atmosferze Marsa, nad niektórymi z dużych prowincji wulkanicznych, śladowe ilości gazów: metanu i formaldehydu. Odkrycie to pobudziło spekulacje, że ciepło wewnętrzne tych wulkanów może być przyczyną uwalniania tych gazów. Metan wykryto również w innych rejonach atmosfery Marsa. Obecność tego gazu budzi szczególne zainteresowanie, ponieważ na Ziemi metan powstaje bardzo często w wyniku procesów biologicznych. Tego rodzaju odkrycia rozbudzają więc spekulacje o ewentualnym biologicznym pochodzeniu metanu na Marsie. Jednak istnieje szereg procesów abiotycznych, które mogą tłumaczyć powstawanie metanu. Jednym z nich jest na przykład proces serpentynizacji, czyli przemiany minerałów w wyniku kontaktu z wodą, podczas którego również może dochodzić do uwolnienia metanu. Poszukiwanie dalszych źródeł metanu w atmosferze Marsa należało do
Skąd takie nazwy?
Mars został nazwany na cześć boga wojny Marsa z mitologii rzymskiej. W mitologii greckiej utożsamiany z Aresem, bogiem okrutnej wojny, rzezi i masakry.
Valles Marineris – nazwa pochodzi od amerykańskiej sondy marsjańskiej Mariner 9, która jako pierwsza przesłała na Ziemię obrazy ukazujące to ogromne rozpadlisko.
Phobos – z greckiego: strach; imię jednego z rumaków bojowych ciągnących rydwan boga Marsa.
Deimos – z greckiego: trwoga/przerażenie; imię drugiego z rumaków Marsa towarzyszącego Phobosowi.
Zdjęcia: NASA / JPL / University of Arizona
głównych zadań misji ESA ExoMars Trace Gas Orbiter (TGO), która wystartowała w 2016 roku. Na pokładzie tej misji znajdował się również moduł demonstracyjny EDL (Entry, Descent and Landing Demonstrator) o nazwie Schiaparelli, którego celem było przetestowanie kluczowych technologii związanych z wejściem w atmosferę, opadaniem i lądowaniem na Marsie. Jednakże moduł rozbił się o powierzchnię Marsa, spadając z wysokości 2–4 kilometrów, z prędkością około 300 kilometrów na godzinę, bez wyhamowania. Na szczęście kluczowa faza otwarcia spadochronu przebiegła niemal bezbłędnie, co miało największe znaczenie dla przygotowania misji następczej w 2020 roku.
Misje marsjańskie i poszukiwanie życia
Marsa badamy zarówno za pomocą satelitów pozostających na jego orbicie (16 udanych misji orbitalnych), jak i przy użyciu 7 lądowników, które dotarły na jego powierzchnię. Chociaż nie znaleziono dotąd żadnych form życia ani związków organicznych na powierzchni Czerwonej Planety, Mars nadal pozostaje najważniejszym długoterminowym celem międzynarodowej eksploracji Kosmosu w kontekście poszukiwania życia, obecnego lub wymarłego, poza Ziemią, w obrębie Układu Słonecznego. I to nie tylko dlatego, że Mars jest względnie łatwo osiągalny, ale również dlatego, że niegdyś znajdowało się tam obfite źródło wody oraz odkryto substancje, które wskazują na to, że mogły tam panować warunki sprzyjające istnieniu życia.
Misja Mars Science Laboratory z łazikiem Curiosity wylądowała 6 sierpnia 2012 roku w kraterze Gale, który niegdyś był wypełniony wodą, i od tego czasu prowadzi tam badania w grubych warstwach osadów, poszukując śladów dawnych środowisk nadających się do zamieszkania (tzw. habitatów). Curiosity może jednak zidentyfikować wyłącznie organiczne związki węgla,
Miejsce upadku modułu demonstracyjnego Schiaparelli, który 19 października 2016 r. został wysłany na powierzchnię Marsa z pokładu sondy ExoMars Trace Gas Orbiter (TGO). Na kolorowym powiększeniu widać krater uderzeniowy pozostawiony przez lądownik w chwili upadku. W prawym dolnym rogu widać jasny spadochron i tylną osłonę, a w prawym górnym rogu – fragmenty osłony termicznej
czyli najprostsze możliwe elementy budulcowe życia ( Curiosity, s. 134). Bezpośrednich śladów życia, takich jak złożone węglowodory, aminokwasy czy bakterie, nie da się wykryć za pomocą użytej tam technologii. Jednak już teraz wyniki badań prowadzonych przez Curiosity dowodzą, że w kraterze Gale panowały niegdyś warunki sprzyjające życiu: było tam wystarczająco dużo słodkiej wody przez dłuższy czas, jej odczyn pH był obojętny, miała niewielkie zasolenie oraz duży gradient stężenia substancji chemicznych mający kluczowe znaczenie dla przepływu materii w procesach życiowych.
Zdjęcie: NASA / JPL-Caltech / University of Arizona
Mapa lądowisk wszystkich łazików i lądowników. Pięć lat po pierwszej nieudanej próbie lądowania na Marsie sondy Mars 2 (1971 r.) na powierzchni planety po raz pierwszy wylądował ziemski obiekt Viking 1 (1976 r.). Od tego czasu udało się zbadać Marsa z powodzeniem w 7 na 10 przypadków. Kolor żółty: misje aktywne. Kolor biały: zakończone sukcesem. Kolor szary: nieudane
W misji ESA o nazwie ExoMars Rover ( ), zaplanowanej pierwotnie na rok 2020, przewidziano po raz pierwszy możliwość badania próbek gruntu pobranych z głębokości do 2 metrów. Jeśli na Marsie kiedykolwiek istniało życie, to najbardziej prawdopodobne jest, że jego ślady znajdują się pod powierzchnią, gdzie mogłyby być chronione przed degradacją powodowaną przez szkodliwe promieniowanie UV. Do tej pory nie udało się również sprowadzić na Ziemię żadnej próbki marsjańskiej skały. Żadne z dotychczasowych lądowników ani łazików, które dotarły na Marsa, nie opuściło planety. Wymagania techniczne są wciąż zbyt wysokie, by to umożliwić. Pierwszym krokiem w kierunku osiągnięcia tego celu jest tak zwana „Misja powrotu próbek z Marsa”, obecnie planowana przez NASA.
Nosi ona nazwę Mars 2020 i zakłada, że łazik typu Curiosity będzie zbierał próbki i przygotowywał je do transportu powrotnego na Ziemię. Jednak sam powrót próbek nastąpi dopiero w ramach kolejnej misji, która odbędzie się kilka lat później.
Również załogowe misje na Marsa coraz bardziej przesuwają się z obszaru science fiction w sferę realnych możliwości. Europejska Agencja Kosmiczna (ESA) w 2001 roku zainicjowała program Aurora, którego celem jest planowanie potencjalnych misji załogowych na Marsa; w jego ramach zakłada się możliwość lądowania na Czerwonej Planecie w roku 2033. Również Stany Zjednoczone, Rosja, Indie oraz niektórzy prywatni przedsiębiorcy prowadzą prace nad
Po zerwaniu współpracy z Rosją nowy termin rozpoczęcia misji ustalono na październik–grudzień 2028 – przyp. red. Zdjęcie: NASA / JPL / DLR
Viking 2 (USA)
Phoenix (USA)
Beagle 2 (UK)
Viking 1 (USA) Pathfinder (USA)
MER Spirit (USA)
MER Opportunity (USA) Curiosity (USA)
Mars 6 (USSR)
Mars 2 (USSR)
Mars 3 (USSR)
Mars Polar Lander (USA)
Schiaparelli (ESA)
podobnymi przedsięwzięciami. W niektórych scenariuszach przewiduje się budowę swoistej stacji pośredniej na Księżycu, z której astronauci mieliby wyruszać w kierunku Marsa. Również w tych planach moment lądowania na Marsie przewidywany jest na okres do roku 2050.
Księżyce Marsa: Fobos i Deimos
Dwa księżyce Marsa, Fobos i Deimos, zostały odkryte w 1877 roku przez amerykańskiego astronoma Asapha
Parametry fizyczne księżyców Marsa
Fobosmasa
1,060 · 1016 kg
promienie 13 × 11,4 × 9,1 km
gęstość 1862 kg / m3
okres orbitalny 0,3189 dnia
średnia odległość od środka Marsa 9378 km
Deimosmasa 1,1 · 1015 kg
promienie 7,8 × 6,0 × 5,1 km
gęstość 1471 kg / m3
okres orbitalny 1,262 dnia
średnia odległość od środka Marsa 23 459 km
Halla ( ). To niewielkie, nieregularnie ukształtowane ciało niebieskie o bardzo ciemnej powierzchni, odbijającej zaledwie około 5 % światła słonecznego. Fobos, o średnicy dochodzącej do 26 kilometrów, nosi ślady kilku zderzeń w postaci dużych kraterów uderzeniowych. Największe z nich to Stickney, o średnicy 10 kilometrów, oraz 5-kilometrowy Hall. Deimos, o maksymalnej średnicy niespełna 8 kilometrów, jest wyraźnie mniejszy i na pierwszy rzut oka mniej zróżnicowany niż Fobos. To jednak w dużej mierze skutek jego grubszego pokrycia warstwą rumoszu skalnego i pyłu zwanego regolitem. Fobos, okrążający Marsa w odległości zaledwie 9375 kilometrów, wschodzi nad marsjańskim horyzontem na zachodzie kilka razy w ciągu jednej doby.
Kolorowe zdjęcie Fobosa, większego z dwóch księżyców Marsa, wykonane przez sondę Mars Express z odległości mniejszej niż 200 km. Poza kraterami uderzeniowymi widoczne są także regularne, równoległe bruzdy na powierzchni. Pokrywają niemal cały księżyc, przecinając przy tym przeważającą część większych kraterów. Nie wiadomo jeszcze jednoznacznie, czy są to rysy powstałe wskutek uderzeń odłamków skalnych, czy też ślady silnych oddziaływań pływowych między Marsem a Fobosem mogące wywołać naprężenia wewnątrz księżyca
Pochodzenie obu księżyców Marsa pozostaje niejasne. Jedna z teorii głosi, że są to drobne ciała niebieskie powstałe w pasie planetoid między Marsem a Jowiszem i przechwycone przez pole grawitacyjne Marsa. Najnowsze badania sugerują jednak, że Fobos i Deimos mogą być pozostałościami po gigantycznym zderzeniu z wczesnej historii Czerwonej Planety – wydarzeniu, które mogło również doprowadzić do powstania rozległych nizin północnych. Około 4,5 miliarda lat temu w Marsa miał uderzyć obiekt o średnicy około 2000 kilometrów, wyrzucając w przestrzeń marsjańską materię o łącznej masie rzędu 1020 kilogramów. Z tych
Asaph Hall (1829–1907) – amerykański astronom, specjalista w dziedzinie obliczeń orbit ciał niebieskich. W 1877 r. odkrył dwa księżyce Marsa, Fobosa i Deimosa, prowadząc obserwacje za pomocą największego wówczas teleskopu na świecie: 26-calowego wielkiego refraktora paralaktycznego.
Zdjęcie: ESA / DLR / FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IG
Mniejszy księżyc Marsa Deimos, sfotografowany przez sondę Mars Reconnaissance Orbiter. Na zdjęciu, wykonanym z użyciem wzmocnionego odwzorowania barw, widoczne są różnice w zabarwieniu powierzchni księżyca. Gładkie obszary wydają się ciemniejsze i mają czerwonawy odcień, a świeże kratery uderzeniowe oraz wyżej położone rejony występują w jaśniejszych, szarawych tonach. Przypuszcza się, że ma to związek z odsłonięciem materiału powierzchniowego w wyniku uderzeń oraz osuwania się i przemieszczania mas skalnych w dół zboczy, co z kolei prowadzi do ściemnienia i zaczerwienienia powierzchni. Obraz ma rozdzielczość 20 m/piksel, co pozwala dostrzec szczegóły o wielkości co najmniej 60 m
szczątków utworzył się pierścień wokół planety, którego gęstość malała wraz z odległością od Marsa. W jego gęstszej części uformował się najpierw większy księżyc, który z kolei zapoczątkował proces powstawania mniejszych księżyców, Fobosa i Deimosa, na dalszych orbitach. Zgodnie z jedną z teorii duży pierwotny księżyc Marsa został najpierw przyciągnięty ku planecie przez jej siły pływowe, a następnie rozerwany na kawałki. Również jego szczątki miały stopniowo spadać na powierzchnię Marsa, a z całej tej kosmicznej katastrofy ostały się jedynie Fobos i Deimos.
Podobny los czeka dziś Fobosa. Ponieważ nieustannie zbliża się do Marsa, siły pływowe wywierane przez planetę rosną, co oznacza, że za około 40–70 milionów lat Fobos rozpadnie się, tworząc na krótko pierścień
złożony z jego resztek. Część materiału pozostanie w tym nowym pierścieniu, a część stopniowo opadnie na Marsa. Możliwość istnienia takiego cyklu pierścień–księżyc została zaproponowana dopiero niedawno. Wynika z niej, że Fobos i Deimos mogą być księżycami trzeciej lub czwartej generacji.
Dzięki analizie zdjęć wykonanych przez sondę Mars Express ustalono, że przyspieszenie orbitalne Fobosa jest większe, niż wynikało to z obserwacji wcześniejszych misji marsjańskich. Na podstawie danych z kamery HRSC udało się także opracować model kształtu księżyca oraz uzyskać dane kartograficzne do szczegółowych badań geologicznych.
Dotychczasowe misje kosmiczne ukierunkowane na Fobosa zakończyły się niepowodzeniem. Na początek lat 20. XXI wieku planowano jednak nowe wyprawy, mające na celu zarówno dokładniejsze badania, jak i pobranie próbek gruntu z Fobosa i Deimosa.
Fobos na tle marsjańskiej atmosfery, sfotografowany z odległości 1660 km przez sondę Mars Express. Z pozoru księżyc wydaje się blisko planety. To jednak złudzenie wynikające z perspektywy. Cienka, warstwowa atmosfera Marsa rzadko osiąga grubość większą niż 50 km. Podczas gdy środek Fobosa znajduje się aż 9375 km od środka Marsa, odległość między nim a powierzchnią planety wynosi około 6000 km, a do górnej granicy atmosfery jest ok. 5550 km
Zdjęcie po prawej: ESA / DLR / FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO
Zdjęcie po lewej: NASA / JPL / University of Arizona
