 |
TUDNIVALÓK
A MARSRÓL
Közepes
naptávolság 227,9 millió km
Keringési idő 1,88 év (687 nap)
Tömeg 0,108 földtömeg
Egyenlítői sugár 3393 km
Átlagos sűrűség 3,95 g/cm3
Felszíni légnyomás (Föld = 1) 0,006
Felszíni gyorsulás 3,74 m/s2
A légkör összetétele CO2 (96%), N2 (2,7%), Ar (1,6%),
O2 (0,13%), H2O (0,03%)
Átlagos felszíni hőmérséklet -65˘
Tengelyforgási idő 24,62 óra
Tengelyhajlás: 64˘49'
A Mars holdjai: Phobos, Deimos
|
|
|
A
Mars átmérője fele, tömege pedig tizede a Földének. Jóval
kisebb égitest, és éppen ezért sok minden (vulkánok, kanyonok)
nagyobbak rajta, mint nálunk. Ha a Mars térképére nézünk,
a domborzat kettőssége feltűnő: délen idős felföldeket,
északon 2-4 km-rel mélyebb, vékonyabb kérgű síkságokat
találunk. A kettősség még a Mars fejlődésének elején alakult
ki, északon a kőzetburok elvékonyodott, ezért mélyebb
itt a felszín. |
|
|
A
Mars domborzata, kék szín a mély, sárga és vörös a magas
területeket jelzi
|
Az
idei marsközelség előtt érdemes áttekinteni a vörös bolygó
kutatásával kapcsolatos új eredményeket -részben azért,
mert úgy tűnik, rég várt fordulópont közeledik. A Viking-űrszondák
után a "vizes Mars" ("Kék Mars") képe
körvonalazódott a nyolcvanas években, majd ez a kilencvenes
évek végére egy szárazabb elképzelésre váltott, többek
között megjelent a "Fehér Mars" elmélet. A vörös
bolygó víz szempontjából inaktív, "általában"
örök fagyra kárhoztatott világgá alakult a szemünkben.
Az utóbbi három év ismét a vizes, azaz a Kék Mars felé
billentette a mérleg nyelvét, méghozzá igen érdekes, szokatlan
módon. Az alábbiakban az új eredményekből szemezgetünk,
amelyekből a következő évtizedben várhatóan szép globális
kép fog kialakulni. |
|
|
A
bolygó légköre jórészt széndioxidból áll, felszíni légnyomása
közel 1%-a a földinek, átlaghőmérséklete -65 C˘. A légkörnek
gyenge az üvegházhatása és a hőkapacitása, ezért a napi
hőingás a 60 fokot is eléri. Nyáron délidőben alacsony
szélességen a hőmérséklet időnként a +20 C˘-ot is megközelíti.
A felszínén fújó szelek és "mini-tornádók"
a légkörbe folyamatosan port juttatnak, ettől halvány
vöröses színű a marsi égbolt. Amennyiben léteztek "tornádó
mentes" időszakok is a bolygó életében az égbolt
ilyenkor sötét kékbe válthatott.
|
Egy
a felszíni port felkavaró mini-tornádó (világos) és
árnyéka (sötét)
|
|
Még
1966-ból származik az elgondolás, hogy a pólussapkák főleg
széndioxidból állnak. Később a Viking-szondák megfigyelései
rámutattak, hogy az északi pólussapkán csak az évszakos
takaró fagyott széndioxid, alatta vízjég sapka következik
- de a délinél továbbra is szárazjeget feltételeztek.
A Mars Odyssey megfigyelései alapján kiderült, hogy a
déli pólussapka nyáron "túl meleg" ahhoz, hogy
kizárólag szárazjégből álljon, ott is csak egy évszakos
széndioxid "fedőrétegről" van szó. Ebbe a fedőrétegbe
mélyednek 8 m mély, 200-1000 m átmérőjű süllyedékek, amelyek
- valószínűleg a globális felmelegedés miatt - évente
1-3 méterrel szélesednek. Eszerint a déli pólussapkán
is az északihoz hasonló, csak vastagabb évszakos szárazjég
borítás van, amit nyáron csak részben veszít el. |
|
|
A
déli pólussapa tetején lévő széndioxid rétegbe mélyedő
gödör, amelynek fenekén a vízjég sapka látható
|
|
A
dolog érdekessége, hogy a jégsapkákban ezek szerint nincs
elég széndioxid ahhoz, hogy az kipárologva, az üvegházhatás
révén jelentősen felmelegítse a bolygót. A pólussapkák
tetejéről nyerhető szárazjég csak néhány százaléka a jelenlegi
légköri mennyiségnek. Mindezek után nagy kérdés, hogy
a feltételezett éghajlat-kilengésekkor mi növelte meg
jelentősen az üvegházhatást - egyre többen a regolitban
tárolódó illókra (víz, széndioxid) tippelnek. A légköri
cirkulációs modellek arra utalnak, hogy a két pólussapka
közötti különbség fő oka a domborzat: mivel a déli sapka
kb. 6 km-rel magasabban van az északinál, a globális cirkuláció
sokkal több vízpárát szállít északra, ahol több is csapódik
ki. |
|
|
Változott
a jelenlegi és az ősi felszíni folyékony vízzel kapcsolatos
álláspont is: a domborzati megfigyelések és a marsmeteoritok
arra utalnak, hogy a víz a bolygó felszínén hosszabb időn
keresztül volt jelen, mint korábban gondoltuk. A marsbéli
vízfolyásnyomoknál régi probléma, hogy nem alkotnak összefüggő
vízhálózatot, és sok közülük váratlanul indul és ér véget;
míg a Földön, ha egy adott területen tartós vízáramlás
van, akkor kiterjedt, hierarchikus vízhálózat keletkezik.
A Marson eddig hiányoztak azok a keskeny tagok, amelyekben
a kis "patakok" összegyűlnek. A domborzat mai
ismeretében úgy tűnik, hogy sokkal több folyásnyom kapcsolódik
egymáshoz hierarchikus összetett rendszert alkotva, mint
azt csak a fényképek alapján feltételezzük, és igen gyakoriak
az átfolyó tavak, amelyekbe be és ki is folyt egy-egy
folyó. |
Egy
idős, üledékekkel feltöltött krátertó, és a hozzá kapcsolódó
csatornák
|
|
Az
egyik leglátványosabb újdonság: úgy tűnik, megvan a
Mars feltételezett, de sokáig hiába keresett vízkészlete
- természetesen fagyott formában. A Mars Odyssey szonda
neutron-spektrométere alapján a felszín alatti, kis
mélységben (max. 2 méter mélyen) lévő hidrogén mennyiségére
következtethetünk. Mivel ez legvalószínűbben a H2O-ban
található, eloszlása a vízjég előfordulására utal. A
mérések szerint kb. annyi vízjég van a regolitban, ami
10-15 cm vastagon egyenletesen be tudná borítani a bolygót.
55 foknál magasabb marsrajzi szélességen a felszín közeli
vízjég mennyisége kb. 50; 60 foknál magasabban 35-40
tömegszázalék. Bár a sarkokhoz közeledve nő a vízjég
mennyisége, néhány alacsonyabb szélességű vidék is van
bőséggel. Még az egyenlítő közelében is találunk kb.
10 tömegszázaléknyi vízjeget tartalmazó területeket.
A vízjég forrására még nincs általánosan elfogadott
elgondolás, feltehetőleg az utolsó nagy klímakilengések
alkalmával mobilizálódott vízből rakódott le. Az északi
féltekén a regolitban talált vízjég mennyisége túl sok
ahhoz képest, amit az elméletek előrejeleznek. A nagy
kérdés, hogy milyen mélységig terjed a vízjég - ettől
függ ugyanis globális mennyisége - amit eddig találtunk,
az legalább 10 méter vastag vízborítással befedhetné
a bolygót. További érdekesség, hogy nem kizárt: az egyenlítő
környéki két nagyobb jégtartalmú folt korábbi "hidegsapkák"
helyzetét mutatja - amelyek az egyenetlen hőmérséklet
eloszlástól keletkeztek.
|
A
neutronok alapján feltérképezett vízjég eloszlás a felszín
alatt 2 méteres mélysé-gig (kék szín: magas, sárga és
vörös: alacsony vízjég tartalom)
|
Az
újabb eredmények alapján elképzelhető, hogy a sárfolyások
olvadó hóból képződtek, nem pedig a felszín alól kibukkanó
vizekből. A közelmúltban aktívabb lehe-tett a víz körforgása,
és hó rakódhatott le magasabb szélességeken. Ez alatt
a vékony hóréteg alatt történhet az olvadás a napfény
hatására, ahol a vizet a hó megvédi a ritka légkörtől,
amellyel érintkezve szublimálódna, illetve megfagyna.
A folyásos képződmények azért vannak az árnyékos oldalakon,
mert a hideg klímán csak ott tudott a szükséges hómennyiség
felhalmozódni.
Akadnak
más megjelenésű vízre utaló nyomok is: a sötét lejtőcsíkok,
amelyeket legelőször még a Viking-felvételeken ismertek
fel. Semmilyen felszínforma nem bélyegzi felül őket,
tehát napjainkban is aktív a jelenség, akadnak olyan
sávok, amelyek az MGS térképezési fázisa alatt néhány
hónapos időskálán látványos változást mutattak. Gyakran
völgyfalakról, időnként két, megjelenésében láthatóan
különböző kő-zetréteg határáról indulnak ki. Domborzatot
nem sikerült megfigyelni esetükben, néha a völgy fenekéig
is eljutnak, végüknél általában kissé szétterülnek,
több ágra válnak szét, azaz folyásirányban szélesednek.
|
|
|
|
A
feltételezett hóból származó megolvadt víz folyásnyomai
|
|
|
|
Eddig
10 és 1500 m közötti hosszúságúakat sikerült megfigyelni.
Előfordulásuk eltér a sárfolyásokétól, az egyenlítő
vidékén is megjelennek, mindig lejtőkön találhatók,
általában csoportokban, és különösen sok mutatkozik
az Olympus Mons környékén. Mindegyik sávnak önmagán
belül közel azonos albedója van, de az egyes sávoké
nem mindig egyezik meg, a sötétebbek gyakran felülbélyegzik
a világosabbakat. A feltételezések szerint hidrotermálisan
aktív területeken fordulnak elő. Elképzelhető, hogy
a Mars belsejéből kiáramló vulkáni vízből származó magas
oldott anyag tartalmú ún. brine migrál a felszín alatt,
és néha kijut a felszínre, a sötét színt a belőle kiváló
ásványi anyagok adják.
|
Sötét
folyásnyomok egy lejtőn
|
Természetesen
vannak olyan elgondolások is, amelyek még ma is kevés
felszíni vízzel számolnak. Ezek legnépszerűbbike a "Fehér
Mars" elmélet, amelyben folyékony széndioxid vájja
ki a folyásnyomokat. Folyékony széndioxidhoz nagy, 5
at-moszféra körüli légnyomás kell, ami a felszín alatt
a kőzetterheléstől állhat elő, vagy epizodikusan, hatalmas
becsapódások által kipárologtatott rövid életű sűrű
légkörben. A "Fehér Mars" elméletben az áradásos
csatornákban ún. "krioklaszt" ár mozog, amely
széndioxid által fluidizált, hideg törmelékár, amely
mozgásában, eróziós hatásában a földi vulkáni árakra
emlékeztet. Az újabb ismeretek egy része kizárja a víz
jelenlétét bizonyos helyeken, a képek tanúsága alapján
például a Valles Marineris részét képező Ganges Chasma
fenekét olivinben gazdag bazaltos anyag borítja. Mivel
az olivin vizes környezetben könnyen elbomlik, a jelenség
kevés egykori vízre utal az adott kanyonban.
Egyre
fontosabb szerepet szánnak a kutatók a felszín alatti
vízraktáraknak - ahol jeget már találtunk. Érdekes módon
az egyik legnagyobb ilyen tároló struktúra a múltban
a Tharsis-hátság területén lehetett. A 45 millió kmł
térfogatú, lávák egymásra halmozódásával keletkezett
Tharsis-hátság kb. 2-4 km mélyen kezdődik. Fejlődésének
elején, amikor még kevés és laza vulkáni üledék töltötte
ki, nagy kapacitású víztároló lehetett. Az itt tárolt
víz vagy jég szolgálhatott forrásként a nagy Chryse-medence
környéki és a Mariner-völgyrendszerből kiágazó áradásos
szerkezeteknek.
|
|
|
A
bolygó múltjával kapcsolatban sem tisztázottak a dolgok,
sok probléma van a kormeghatározással is. A Hesperia
Planumot például a Hesperia-időszak definiálására
használják, az itt található krátersűrűséget tekintik
a kérdéses időszakra jellemző-nek. Nemrég kiderült,
hogy a síkság korát sokkal pontatlanabbul ismerjük,
mint azt feltételeztük. A Mars Global Surveyor MOLA-
és MOC-adatai alapján 300.000 és 1-2 milliárd év közötti
korú részei is lehetnek - azaz a marsbéli korszakok
definiálását majd pontosítani kell.
A
bolygó kezdeti időszakának rekonstruálásában a pontos
domborzat modellek segítenek. A MOLA-adatok alapján
sikerült olyan nagyméretű, idős becsapódásos krátereket
rekonstruálni, amelyek egyszerű fényképeken már nem
azonosíthatók, de domborzati formákként, lepusztult
gyűrűkként rajzolódnak ki. Kiderült, hogy a lávákkal
elöntött és tengeri üledékekkel feltöltött északi
mélyföldek alatt is sok nagy kráter van. Hasonló a
helyzet a déli felföldeknél, ahol a ma megfigyelhető
felszíni kráterek alatt is idősebb becsapódásos szerkezetek
rajzolódnak ki.
|
Lávarétegek
a Tharsis-hátság környékén
|
Az
északi síkság alatti kráterek közel egykorúak a déli felföldek
alatt rejtőzőkkel, és idősebbek, mint a déli felföldek
felszínén láthatóak. Jelenleg úgy tűnik, kb. 10 darab
1300-3000 km közötti becsapódásos medence van, ezek láthatóak
is maradtak a bolygó fejlődéstörténete alatt. A 200-800
km átmérőjűekből sokkal több van, de a 800-1300 km közöttiek
szinte hiányoznak - ezeket valami (egyes feltételezések
szerint a Tharsis-hátság kiterjedt lávaelöntései) eltüntette.
A nagy medencéknél szinte teljesen hiányoznak a belső
mágneses anomálianyomok, azaz vagy a globális dinamó leállása
után keletkeztek, vagy a nagy becsapódások sokkhatása
tüntette el a kőzetekből a mágneses nyomokat. Az Acidalia-,
az Utopia- és a Chryse-medence például 2,39-2,47 milliárd
éves lehet, tehát valamivel idősebb, mint a déli felföldek
eltemetett része. Az Argyre és az Isidis viszont az északi
mélyföldi kéreg kialakulása után keletkezett. Az Utopia
és az Acidalia (3,12-3,27 milliárd év) idősebb a Hellasnál
(2,68 milliárd év), de már a globális dinamó elhalása
után jött létre. Ha tehát az időbeli sorrendet tekintjük:
legidősebbek a déli felföldek eltemetett részei, azután
az északi mélyföldek eltemetett részei következnek, majd
a déli felföldek felszíni vidékei jönnek. |
Az
utóbbi években egyre több probléma merült fel az ősi
Mars feltételezett meleg éghajlatával kapcsolatban.
Amikor a kutatók a szükséges üvegházhatás érdekében
nagy mennyiségű szén-dioxidot feltételeztek a légkörben,
az a modellek alapján kikondenzálódott, és felhőket
alkotva növelte az albedót - tehát a melegítés mellett
hűtötte is a bolygót. Sokan azt feltételezték, hogy
alkalmi becsapódások nyomán rövid életű meleg időszakok
lehettek a Marson. Új ötlet, hogy egy-egy becsapódás
után jelenhetett csak meg a folyékony víz a felszínen.
Néhány évtized, évszázad alatt utána visszahűlt az éghajlat
- mindez egyelőre nehezen egyeztethető össze a fent
említett hierarchikus vízhálózatokkal. Ilyen globális
változásokat 10 km-es kategóriájú kisbolygók becsapódásai
okozhattak. Ezzel pedig az a probléma, hogy az idős
kráterek idősebbek az idős csatornáknál. Mindezt feloldhatná
az a lehetőség, ha a széndioxidon kívül más üvegházgáz,
pl. metán is volt az ősi légkörben.
|
|
|
Napjaink
intenzíven kutatott felszínformái a kibukkanó üledékes
rétegek, ezek ugyanis az egykori felszíni viszonyok
nyomát őrzik. A kráterekben sekélyebb, né-hányszor 10
m vastagságú üledékes szerkezetek jellemzők, míg pl.
a Valles Marineris területén több 100 m, esetenként
km vastagságú rétegek is kibukkannak. Utóbbiak egykori
hatalmas bazaltláva-elöntésektől keletkeztek, leggyakrabban
a Tharsis- és az Elysium-hátság környékén.
A
Mars kezdeti vízkészlete az egész bolygót legalább kb.
100 m vastagságban tudta volna befedni. A kezdetekben
a vulkáni fűtés, a vastagabb őslégkör és a becsapódások
miatt folyékony víz volt a felszínen, ami a déli felföldeken
összefüggő vízhálózatot alakított ki, míg északon egy
hatalmas óceánt alkotott.
|
Idős,
mára pusztulásnak indult üledékes rétegek
|
|
|
Később
a bolygó a Földénél kisebb tömege miatt hűlt, és aktivitása
csökkent. Leállt a vasmagjában az a dinamóhatás, ami
a globális mágneses teret fenntartotta, a Napból áramló
napszél pedig elfújta légkörének egy részét. Ami a vízből
megmaradt, az részben a felszín alá, a kőzetek repedéseibe
fagyott ki, és ma is ott található. A Mars fejlődése
alatt a víz főleg fagyott formában volt jelen, ugyanakkor
kiderült, hogy egy bolygó (esetünkben a Mars) felszínén
vagy felszíne közelében a folyékony víz jelenlétéhez
nem kell olyan "ideális üvegház" mint a Földön,
hanem hidegebb és szárazabb körülmények között is megtalálja
a víz a számára megfelelő környezetet - elsősorban az
éghajlati kilengések alkalmával. A különböző időskálán
és mértékben jelentkezett átmeneti melegedések közül
annak volt globális hatása, amelyik a pólussapkában
és a krioszférában raktározott vízkészletet elérte.
A különböző változások hatásai a mellékelt ábrán tanulmányozhatók.
Jobbra fent a változások, balra lent az általuk érintett
víz- és széndioxidraktárak láthatók, a vízszintes tengelyen
a változások periodicitása, a függőlegesen azok hatása
olvasható le.
|
A
bolygó globális fejlődését taglaló elméleteket jelenleg
két csoportba sorolhatjuk: a pályaelem-változásokkal
kapcsolatos éghajlati kilengések (hatásuk a földi jégkorszakok
kialakulásához/elmúlásához hasonlítható) és a MEGAOUTFLOW
elmélet, amely szerint belső hatásra olvad meg nagy
mennyiségű jég, ami vízfeltörést és globális felmelegedést
okoz.
|
|
A
különböző változások hatása az eltérő "vízraktárakra"
|
A
vörös bolygó fejlődésének magyarázata ennek a két elméletnek
az összekapcsolásában rejlik - de erre még éveket kell
várnunk. A légkör ritkulásával párhuzamosan gyengült az
üvegházhatás és hűlt az éghajlat. Időnként egy-egy vulkánkitörés
alkalmával, vagy a pályaelem-változások révén rövid ideig
melegebb időszak köszöntött be a bolygón, ekkor a jég
részben megolvadt és víz formájában a felszínre tört,
a légkörbe párologva pedig felerősítette az üvegházhatást.
Az átmeneti melegedések nyomai ma is láthatók rajta, a
vulkánok közeléből és a sarki hósapkák alól kitörő hatalmas
áradások vájta folyóvölgyek, gleccsernyomok for-májában.
A rövid meleg időszakok után azonban mindig visszaállt
az "örök jégkorszak". Mindezek ellenére jelenleg
is vannak változások a Marson: a szél folyamatosan újrarendezi
a port, magas szélességeken a hófoltok aljáról víz folyik
a lejtőkre, és a vulkáni területek felett "fagyállóval"
kevert vízfolyások keletkeznek. |
Anyagkörforgás
a Marson (balra) és a Földön (jobbra)
|
Bár
a Marson nincs olyan globális lemeztektonika, mint a Földön,
mégis létezhet lassú, de globális anyagkörforgás. Eszerint
a pólussapka alsó része olvad (alsó olvadás), és visszakerül
a fagyott krioszféra, vagy az alatta lévő feltételezett
mélységi víz anyagába. Innen például vulkánkitörés mobilizálhatja,
és a légkörbe jutva globális felmelegedést okoz. Ennek
a végén a lehűléssel ismét a pólussapkába kerül. Mindez
az anyagkörforgás igen lassú lehet, és csak alkalmanként,
időszakosan gyorsul fel. A Mars vulkánjai nem lemezhatárok
mentén csoportosulnak, mint a. Két nagy vulkáni hátsága
van, amelyek területén a jelek alapján nagyon sokáig,
több milliárd éven keresztül folyt vulkáni tevékenység.
Mivel nincs lemezmozgás a bolygón, a vulkánok nem vándoroltak
el az aktív területek fölül. A kéreg vastagabb a földinél,
ezért hatalmas tűzhányói a több száz km-es átmérőt is
elérik, és néha a 20 km-es magasságot is meghaladják.
Többségük a régmúltban volt aktív, de néhol 40-60 millió
éves lávafolyásokat is találunk. Kiderült például, hogy
az Arsia Mons kalderájában 40-100 millió éves lávafolyások
vannak, a Pavonis Mons lejtőin még fiatalabbak, mindössze
néhány 10 millió évesek, amelyekhez vízfolyásnyomok kapcsolódnak.
Mindezekből tehát kezd körvonalazódni egy globális kép,
de jelenleg még nagyon messze vagyunk az égitest fejlődésének
megértésétől. |
Fiatal
láva folyásnyomok az Ascraeus Mons lejtőjén
|
Mivel
a Mars kialakulása után néhány 100 millió évig Földünkhöz
hasonlított, ezért elképzelhető, hogy rajta is kialakult
az élet. Jelenlegi tudásunk alapján az első földi
élőlények napfénytől és oxigéntől mentes környezetben,
víz alatti vulkáni központok szomszédságában alakultak
ki. Ilyen környezetek a Marson is voltak, ezért nem
alaptalan a vörös bolygón egykori életnyomokat keresni.
Ha ma is van élet rajta, az valószínűleg a folyékony
vízzel együtt a bolygó belseje felé húzódott. Eddigi
vizsgálataink nem jártak sikerrel, a Viking-űrszondák
biológiai kísérletei nem adtak egyértelmű eredményt,
és a marsmeteoritok elemzésével sem volt nagyobb szerencsénk.
Sokak szerint a földi élet keletkezésének titka is
a Marsról olvasható ki: a gyenge erózió miatt olyan
idős nyomokat is találhatunk a bolygón, amilyen korúak
a Földön már alig találhatók meg, illetve erősen átalakultak.
A Marsra tehát saját otthonunk jobb megismerése miatt
is érdemes visszatérni.
|
|
A
lap teteje 
|
|
|