Wikipedysta:Tomekg.966/brudnopis1

Dane przesłane przez lądownik Phoenix wskazują, że marsjański regolit ma odczyn lekko zasadowy i zawiera pierwiastki takie jak magnez, sód, potas i chlor. Te składniki znajdują się także w glebach na Ziemi i są niezbędnym składnikiem odżywczym dla roślin^[1][2]. Doświadczenia przeprowadzone przez lądownik wykazały, że pH marsjańskiego gruntu jest równe 8,3 i może on zawierać śladowe ilości nadchloranów.

Na całej powierzchni Marsa, na stromych zboczach kraterów, kanionów i dolin powszechnie występują wyróżniające się odcieniem smugi; często też pojawiają się nowe. Są one początkowo ciemne, jaśniejąc z biegiem czasu. Czasami takie smugi rozpoczynają się na małym obszarze, a następnie rozprzestrzeniają się na setki metrów. Zaobserwowano również smugi biegnące wzdłuż krawędzi skał oraz innych przeszkód naturalnych, leżących w poprzek ich pierwotnego biegu. Według najpopularniejszej hipotezy smugi te tworzą się, kiedy spodnie warstwy podłoża zostają odsłonięte po zejściu lawin jasnego pyłu, lub przejściu burz pyłowych^[3]. Istnieje jednak kilkanaście możliwych wyjaśnień tego zjawiska, w tym tezy zakładające udział wody^[4], czy nawet obecność organizmów żywych^[5][6].

Ze względu na niskie ciśnienie atmosferyczne woda w stanie ciekłym nie może obecnie istnieć na powierzchni Marsa, z wyjątkiem najniżej położonych terenów w pobliżu równika, gdzie może pojawiać się na krótki czas^[7][8]. Duże ilości lodu są uwięzione w kriosferze Marsa, czapy polarne wydają się być w dużej mierze złożone z zamarzniętej wody^[9][10]. Dane radarowe z Mars Express i Mars Reconnaissance Orbiter wskazują na duże ilości lodu wodnego zarówno w okolicach biegunów (lipiec 2005)^[11][12], jak i na średnich szerokościach geograficznych (listopad 2008)^[13]. 31 lipca 2008 roku lądownik Phoenix pobrał próbki lodu bezpośrednio z marsjańskiego regolitu^[14]. Objętość lodu w czapach polarnych jest znaczna; gdyby uległy stopieniu, wody wystarczyłoby do pokrycia obszaru równego powierzchni planety do głębokości 11 metrów^[15] (w rzeczywistości pokryłaby ona tylko marsjańskie niziny). Wieczna zmarzlina rozciąga się od bieguna do około 60° szerokości planetograficznej^[9].

Obecnie sądzi się, że w odległej przeszłości występowały na Marsie wielkie przepływy mas wody; największy miał miejsce w okresie, gdy tworzył się obszar Valles Marineris, stając się wielkim systemem kanałów odpływowych dla wód podpowierzchniowych. Mniejsza powódź mogła mieć miejsce około 5 mln lat temu, kiedy powstawały uskoki tworzące Cerberus Fossae, pozostawiając obszar będący prawdopodobnie powierzchnią zamarzniętego morza na równinie Elysium Planitia, którego środek znajduje się w obszarze Cerberus Palus^[16]. Morfologię tego regionu można jednak wytłumaczyć wypływami lawy, tworzącymi podobnie spękaną powierzchnię^[17], które pokryły teren wcześniej zalany lawą przez erupcję szczelinową w obszarze Athabasca Valles^[18]. Nierówności powierzchni o skali decymetrów, bezwładność cieplna zbliżona do równin krateru Gusiewa i obecność stożków freatycznych potwierdzają hipotezę lawowego pochodzenia tego terenu^[18]. Ponadto ułamek masowy wody w tym obszarze do głębokości kilkudziesięciu centymetrów to tylko około 4%^[19], które można łatwo przypisać minerałom uwodnionym^[20], co nie potwierdza obecności lodu w pobliżu powierzchni.

Kamera wysokiej rozdzielczości na orbiterze Mars Global Surveyor dostarczyła zdjęcia, znacznie wzbogacające wiedzę na temat historii wody na powierzchni Marsa. Pomimo istnienia wielu olbrzymich kanałów powodziowych i „drzewiastych” sieci dopływów, nie występują tu mniejsze struktury, które mogłyby wskazywać na pochodzenie wód powodziowych. Być może procesy wietrzenia zatarły je, co wskazywałoby, że kanały te są stare. Na ścianach kraterów i kanionów odnaleziono tysiące rys, podobnych do małych ziemskich wąwozów. Znajdują się one głównie na wyżynach półkuli południowej, na zboczach skierowanych w stronę równika; wszystkie znajdują się na południe od 30° szerokości areograficznej^[21]. Nie zostały znalezione żadne wąwozy częściowo zdegradowane na skutek wietrzenia, nie ma też nakładających się na nie kraterów, co oznacza, że są to bardzo młode twory.

Dwie fotografie, wykonane w odstępie sześciu lat, ukazują wąwóz z prawdopodobnie nowo powstałymi osadami. Michael Meyer, główny naukowiec programu eksploracji Marsa w NASA twierdzi, że tylko przepływ materiału o dużej zawartości wody w stanie ciekłym może utworzyć taki układ gruzu skalnego, o takiej barwie. Czy jest to woda z opadów atmosferycznych, wypływów podziemnych, czy też z innego źródła, pozostaje kwestią otwartą^[22]. Zostały zasugerowane także inne wyjaśnienia, w tym możliwość tworzenia osadów przez szron dwutlenku węgla lub przez ruch pyłu na powierzchni^[23][24].

Dalszymi dowodami, że na powierzchni Marsa występowała ciekła woda, jest wykrycie specyficznych minerałów takich jak hematyt i getyt, które czasem powstają w obecności wody^[25]. Część argumentów za istnieniem w przeszłości zbiorników wodnych i przepływów została zanegowana przez dokładną analizę zdjęć o wysokiej rozdzielczości (około 30 cm na piksel), wykonanych przez Mars Reconnaissance Orbiter. Na zdjęciach tych nie obserwuje się form, które powstają na brzegach zbiorników wodnych^[26]. Jednakże w 2004 roku łazik Opportunity wykrył obecność minerału jarosytu w skale El Capitan, w odsłonięciu nazwanym Opportunity Ledge. Znaleziony minerał powstaje tylko w obecności kwaśnej wody^[27].

Czapy polarne

Mars ma dwie stałe polarne czapy lodowe. Podobnie jak na Ziemi, w czasie polarnej zimy czapa lodowa pozostaje w ciągłej ciemności, co prowadzi do ochłodzenia powierzchni i atmosfery, oraz wytrącenia się w grubej warstwy CO₂ w postaci suchego lodu^[28]. Kiedy biegun zostaje ponownie wystawiony na działanie promieni słonecznych, zamrożony CO₂ sublimuje, tworząc silne wiatry (do 400 km/h) wiejące z okolicy biegunów. To sezonowe zjawisko transportuje duże ilości pyłu i pary wodnej, co podobnie jak na Ziemi, tworzy szron i duże chmury typu cirrus. Chmury lodu wodnego były fotografowane przez łazik Opportunity w 2004 roku^[29].

Czapy polarne na obu biegunach składają się głównie z lodu wodnego. Zestalony dwutlenek węgla gromadzi się na północnej czapie polarnej w postaci cienkiej warstwy, o grubości do około jednego metra jedynie w czasie nocy polarnej, podczas gdy południową czapę polarną pokrywa stale suchy lód o grubości około ośmiu metrów^[30]. Północna czapa polarna ma średnicę około 1000 kilometrów podczas lata na tej półkuli^[31] i zawiera około 1,6 miliona kilometrów sześciennych lodu, który, gdyby go rozprowadzić równomiernie na całej powierzchni, tworzyłby warstwę grubości 2 km^[32]. Dla porównania, lądolód na Grenlandii ma 2,85 miliona kilometrów sześciennych. Południowa czapa polarna ma średnicę 350 km i 3 km grubości^[33]. Całkowitą objętość lodu w południowej czapie polarnej wraz z sąsiednimi warstwami osadów również szacuje się na 1,6 milionów kilometrów sześciennych^[34]. Na obu polarnych czapach widoczne są spiralne kaniony; uważa się, że formy te są rezultatem różnic w ogrzewaniu słonecznym, sublimacji lodu i kondensacji pary wodnej^[35][36].

Sezonowe zamrażanie i rozmrażanie w południowej pokrywie lodowej tworzy pająkowate promieniowe kanały o głębokości 1 metra, wyryte w lodzie przez światło słoneczne. Następnie sublimacja CO₂ i prawdopodobnie także wody przyczynia się do wzrostu ciśnienia w ich wnętrzu, co z kolei powoduje erupcje zimnych płynów, często zmieszanych z ciemnym bazaltowym piaskiem lub błotem, podobne do gejzerów^{[37][38][39][40]}. Proces ten zachodzi szybko, w skali kilku dni, tygodni lub miesięcy, co jest szybkością dość nietypową w geologii – w szczególności na Marsie.

Kratery uderzeniowe

Dwudzielność topografii Marsa jest uderzająca: północne równiny wypłaszczone przez wylewy lawy kontrastują z południowymi wyżynami, usianymi dawnymi kraterami uderzeniowymi. Badania z 2008 roku dostarczyły dowodów teorii zaproponowanej w 1980 roku zakładającej, że cztery miliardy lat temu w północną półkulę Marsa uderzył obiekt o średnicy od 1/10 do 2/3 Księżyca. Zderzenie to utworzyło na północnej półkuli Marsa krater o 10 600 km długości i 8500 km szerokości, czyli o powierzchni Europy, Azji i Australii razem wziętych, większy niż Basen Biegun Południowy - Aitken, największy dotąd stwierdzony krater uderzeniowy w Układzie Słonecznym^[41][42].

Na powierzchni Marsa odnaleziono 43 000 kraterów uderzeniowych o średnicy co najmniej 5 km^[43], nie licząc mniejszych. Największym potwierdzonym spośród nich jest basen Hellas, wyraźnie jaśniejszy od otaczających wyżyn i dobrze widoczny z Ziemi^[44]. Ze względu na mniejszą od ziemskiej masę Marsa, prawdopodobieństwo kolizji obiektu z nim jest o połowę mniejsze niż z Ziemią. Jednak Mars znajduje się bliżej pasa planetoid, co z kolei zwiększa szanse na uderzenie przez pochodzące z niego ciała. Jest on również bardziej narażony na uderzenia komet krótkookresowych, które poruszają się wewnątrz orbity Jowisza^[45]. Pomimo tego na Marsie jest znacznie mniej kraterów niż na Księżycu, ponieważ atmosfera Marsa zapewnia ochronę przed małymi meteorami. Wygląd niektórych kraterów sugeruje, że po uderzeniu meteorytu doszło do wypływu wody^[46].

Obszary przekształcone tektonicznie

Wulkan tarczowy Olympus Mons (góra Olimp), o wysokości 27 km, jest najwyższą znaną górą w Układzie Słonecznym^[47]. Jest to wygasły wulkan położony na rozległym wyżynnym obszarze Tharsis, na którym występuje także kilka innych dużych wulkanów. Olympus Mons jest ponad trzy razy wyższy niż Mount Everest, który ma niewiele ponad 8,8 km^[48].

Duży kanion, Valles Marineris, określany także na starszych mapach jako kanał Agathadaemon, ma długość 4000 km i głębokość do 7 km. Długość Valles Marineris odpowiada rozciągłości Europy, rozciąga się on na jedną piątą obwodu Marsa. Dla porównania, Wielki Kanion Kolorado na Ziemi ma tylko 446 km długości i prawie 2 km głębokości. Valles Marineris powstał w wyniku potężnego wybrzuszenia skorupy w rejonie Tharsis, które spowodowało zapadnięcie skorupy w sąsiadującym obszarze. Kolejnym dużym kanionem jest Ma'adim Vallis (nazwa Ma'adim oznacza Marsa w języku hebrajskim), o długości 700 km, szerokości 20 km i głębokości do 2 km, który również jest większy od Kanionu Kolorado. Jest możliwe, że był on zalany wodą w przeszłości^[49].

Jaskinie

Obrazy z instrumentu Thermal Emission Imaging System (THEMIS) na pokładzie orbitera 2001 Mars Odyssey, wykonującego zdjęcia w podczerwieni i świetle widzialnym, wskazały siedem prawdopodobnych otworów jaskiń lawowych na zboczach wulkanu Arsia Mons^[50]; jaskinie te noszą wspólną nazwę "siedem sióstr"^[51].Wejścia do jaskiń mają od 100 m do 252 m szerokości, a ich głębokość jest szacowana na co najmniej 73 m do 96 m głębokości. Ponieważ światło nie dochodzi do dna większości jaskiń, jest prawdopodobne, że są one znacznie głębsze niż te oszacowania i rozszerzają się pod powierzchnią. Jaskinia Dena jest jedynym wyjątkiem, jej dno jest widoczne, znajduje się na głębokości 130 m. Wnętrza tych komór mogą być chronione przed mikrometeorytami, promieniowaniem UV, rozbłyskami słonecznymi i cząstkami o wysokiej energii, które bombardują powierzchnię planety^[52].

 Osobny artykuł: Atmosfera Marsa.

Mars utracił magnetosferę 4 miliardy lat temu^[53], od tego czasu cząstki wiatru słonecznego docierają bezpośrednio do jonosfery planety, gdzie zderzając się z cząsteczkami cienkiej atmosfery nadają im dużą prędkość, umożliwiając ucieczkę z jej pola grawitacyjnego. Mars Global Surveyor i Mars Express wykryły te zjonizowane cząsteczki, uciekające w przestrzeń kosmiczną^[53][54]. W porównaniu do Ziemi, atmosfera Marsa jest bardzo cienka. Ciśnienie na powierzchni osiąga zaledwie 30 Pa (0,30 hPa) na szczycie Olympus Mons, zaś na dnie basenu Hellas sięga 1155 Pa (11,55 hPa); średnie ciśnienie atmosferyczne na Marsie to 600 Pa^[55]. Na Ziemi takie ciśnienie panuje na wysokości 35 km nad powierzchnią morza^[56]; stanowi to mniej niż 1% ciśnienia przy powierzchni Ziemi (1013 hPa). Ciśnienie w atmosferze Marsa spada wraz z wysokością wolniej niż na Ziemi, względny spadek e razy (w przybliżeniu 2,7 razy) następuje co około 10,8 km^[57] (na Ziemi co około 6 km). Wynika to ze znacznie mniejszego przyspieszenia grawitacyjnego na powierzchni Marsa (około 38% ziemskiego). Wpływ tego czynnika jest do pewnego stopnia łagodzony przez niższą temperaturę i wyższą o około 50% średnią masę cząsteczkową atmosfery, które to efekty zwiększają gęstość atmosfery mającą wpływ na ciśnienie.

Atmosfera Marsa zawiera 95% dwutlenku węgla, 3% azotu, 1,6% argonu oraz śladowe ilości tlenu i wody^[58]. Jest także silnie zapylona, pył tworzą cząstki o średnicy około 1,5 mikrometra, nadające marsjańskiemu niebu płowy kolor przy obserwacji z powierzchni^[59].

Metan został wykryty w marsjańskiej atmosferze w stężeniu objętościowym około 30 ppb^[60][61]; tworzy on rozszerzone pióropusze, co oznacza, że jest uwalniany z oddzielnych, niewielkich pod względem powierzchni źródeł. Podczas lata na północnej półkuli, główny pióropusz zawiera 19 000 ton metanu, a wydajność źródła szacowana jest na 0,6 kilograma na sekundę^[62][63]. Profile sugerują, że mogą istnieć dwa źródła metanu, pierwsze skupione w pobliżu 30°N, 260°W, a drugie w pobliżu 0°, 310°W^[62]. Czas życia metanu w atmosferze Marsa jest szacowany na 4 lata ziemskie, dla porównania w atmosferze Ziemi jest to około 0,6 roku^[62][64]. Tak szybka wymiana wskazuje na aktywne uwalnianie gazu na planecie; wśród możliwych źródeł wymienia się: działalność wulkaniczną, upadki komet, oraz obecność metanogennych form życia. Metan może być również wytwarzany w procesie niebiologicznym nazywanym serpentynizacją, z udziałem wody, dwutlenku węgla i oliwinu, które występują na Marsie^[65]. Szacuje się, że Mars musi uwalniać 270 ton metanu na rok^[62][66].

Spośród wszystkich planet w Układzie Słonecznym, pory roku na Marsie są najbardziej podobne do ziemskich, a to ze względu na podobne nachylenie osi obrotu obydwu planet do płaszczyzny orbity. Jednak z powodu większej odległości Marsa od Słońca, pory roku na nim są około dwa razy dłuższe niż na Ziemi. Temperatura powierzchni Marsa waha się, spadając do około -87 °C podczas zimy i dochodząc do -5 °C w lecie^[7]. Niższe temperatury wynikają z tego, że planeta jest 1,52 razy dalej od Słońca niż Ziemia, w wyniku czego na jego powierzchnię dociera 43 procent energii padającej na taką samą powierzchnię na Ziemi^[67]. Duże zmiany z kolei wynikają z małej pojemności cieplnej cienkiej atmosfery (ze względu na niskie ciśnienie) i bezwładności cieplnej marsjańskiego gruntu, który nie może na długo gromadzić ciepła słonecznego^[68].

Wpływ na klimat na Marsie na także stosunkowo duży mimośród jego orbity. Mars znajduje się w pobliżu peryhelium, gdy na półkuli południowej jest lato, a na północnej zima, zaś w pobliżu aphelium na półkuli południowej jest zima, a na północnej lato. W rezultacie, pory roku na półkuli południowej są bardziej surowe niż na półkuli północnej, gdzie różnice między latem a zimą są mniejsze. Temperatura latem na południu może być do 30 °C wyższa niż w lecie na północy, na tej samej szerokości areograficznej^[69].

Na Marsie występują największe burze piaskowe w Układzie Słonecznym. Mogą one mieć zarówno zasięg lokalny, jak też obejmować całą planetę. Występują częściej, gdy Mars jest najbliżej Słońca, w wyniku czego jego powierzchnia jest silniej ogrzewana^[70]. W ich trakcie wiatr może osiągać nawet 300 km/h^[71].