Kujutise krediit: NASA / JPL
Nüüd Marsi pinnal rändav HTM-i vader Spirit ja Opportunity uurib geograafiakuivamat kui Maa kuivem kõrb. Vaatamata Maarjamaa pinna all olevatele polaarsetele jääkapslitele ja kahtlustatavale vedela veetaskule on Marsi veehulk Maa tohutute vesiste varudega võrreldes vaid teelusikatäis. Miks on Mars nii kuiv?
Meie päikesesüsteemi siseplaneedid - Mars, Maa, Veenus ja Merkuur - moodustusid väikeste kivimite ja tolmu kogunemisel, mis keerlesid päikese ümber oma varaseimatel aastatel. Kui Maa ja Mars on valmistatud samast stardust, peaksid nad sündima umbes sama veesuhtega.
Paljud teadlased arvavad, et Marss oli kunagi väga vesine, kuid kaotas oma ookeanid planeedi väikese massi tõttu. See koos õhukese atmosfääriga võimaldas enamikul Marsi veest kosmosesse aurustuda.
Kuid Arizona ülikooli kuu- ja planeedilabori laboratooriumi Jonathan Lunine uuringu kohaselt oli Punane planeet algusest peale kuiv.
Lunine, kirjutades 2003. aastal ajakirjas Icarus koos kolleegide John Chambersi, Alessandro Morbidelli ja Laurie Leshiniga, ütleb, et Marss oli algselt planeetide embrüo. Sisuliselt on planeetide embrüo väga suur asteroid, mis võib olla sama massiivne kui Merkuur või Marss. See Marsi-eelne embrüo eksisteeris asteroidivööndis, mis sel ajal oli laiemalt levinud Päikesesüsteemis, jagunedes päikesest vahemikku 0,5–4 AU. Täna on asteroidi vöö suurusjärgus 2 kuni 4 AU, see asub Marsi (1,5 AU) ja Jupiteri (5,2 AU) vahel.
Lunine ütleb, et Mars kasvas oma praegusele suurusele väiksemate asteroidide ja komeetide kuhjumise tagajärjel. Ta ütleb, et massiivsem Maa moodustas enamasti suurematest üksteisega põrkavatest planeedilistest embrüodest.
"Juhuslikult ei tabanud Marsi hiiglaslikud asteroidid, kui Maa oli - õnnelik ja õnnetu jalakäija," ütleb Lunine. "Kuid Marsi tabas palju väiksem keha, sest neid on nii palju."
Maa tiirleb praegu Päikese kiirusel 1 AU. Lunine ütleb, et selle orbiidi orbiidil ei oleks planeedi embrüodel palju vett olnud. Päikese evolutsiooni alguses, planeetide moodustumise ajal, oli noor täht ümbritsev tolmune ketas väga kuum. Vesikandvaid ühendeid poleks võinud selle ketta 1 AU juures moodustada.
Kuna Mars asub Päikesest kaugemal kui Maa ja lähemal asteroidivöö jahedamatele, “niisketele” piirkondadele, näib loogiline, et Marss oleks sündinud rohkema veega. Lunine väidab aga, et Mars omandas tõenäoliselt vaid 6–27 protsenti Maa ookeanist (1 Maa ookean = 1,5? 1021 kg).
Selle põhjuseks on asjaolu, et mõned planeedi embrüod, mis lõpuks Maa moodustasid, olid veega küllastunud. Kui 90 protsenti Maa moodustanud embrüodest olid pärit ühe AU piirkonnast ja olid seetõttu kuivad, siis 10 protsenti olid 2,5 AUst ja kaugemal. Sellest kaugusest pärit embrüodel oleks olnud palju vett. Sellest kaugusest tulevad väiksemad asteroidid aitaksid kaasa ka Maa veevarustusele. Lunine ütleb, et ainult 15 protsenti Maa veest tuli komeetide poolt.
Vahepeal oli Marsil õnne sündida ühe kuiva kivina. Lõpuks sai Mars veidi vett moodustumismängus hilja pärast seda, kui tuum oli juba moodustunud ja see oli peaaegu jõudnud oma praeguse massini. Lunine'i stsenaariumi kohaselt sai Jupiter sel ajal ka oma tänase massi. Jupiteri gravitatsioon imbus siis lähedalasuvatesse asteroididesse või pani need väljapoole hajuma. Proto-Mars pääses kuidagi Jupiteri raskusjõu mõjul, kuid teda pommitasid väljapoole suunatud asteroidid.
"Väikeste asteroidide ja komeetide mõjud moodustasid" hilise spooni ", mis lisas vett Marsile, vastupidiselt Maa pildile, kus vett lisati kokkupõrgetes elavhõbedasuuruste embrüotega kogu kasvuperioodil, mis kestis mõnikümmend miljonit aastat, ”Kirjutavad teadlased.
Ehkki Marsi nende arvutimudelis ei moodustu, arvavad teadlased, et see võib kajastada planeetide moodustumise kaootilist olemust, kus planeetide embrüote ja asteroidide suund on ettearvamatu ja paljud tulemused on võimalikud.
"Maapealsete planeetide ehitamisse on kaasatud üsna palju juhuslikkust, seega on võimalik juhtum, et lõpetatakse Marsiga, mis ei juhtunud paljude veerikkate planeetide võrdlemiseks," ütleb Alan Boss Washingtoni Carnegie Instituudist. "See võib aidata selgitada tänapäeva Marsi vee nõrkust."
Sellised erinevused planeetide moodustumisel võivad ilmneda ka teiste päikesesüsteemide siseplaneetide hulgas. Siiani teavad astronoomid 104 tähte, millel on neid tiirlevaid planeete. Kõik seni leitud ekstrasolaarsed planeedid on gaasihiiglased, kuid tundub tõenäoline, et ka sellised maapealsed planeedid nagu Mars ja Maa võiksid orbiidida kaugetest tähtedest, ehkki meil pole veel tehnoloogiat nende tuvastamiseks.
Kui mõned maapealsed siseplaneedid moodustuvad mitme planeetide embrüo kokkupõrke tagajärjel, teised aga on embrüod, mis koguvad ainult niiskeid komeete ja asteroide, siis nende teiste tähtede ümber olevad planeedid võivad olla väga erinevas koguses vett. Lunine viitab sellele, et igas Päikesesüsteemis hakkavad gaasi hiiglaslike planeetide moodustumine ja moodustumine selles protsessis olulist rolli mängima, nagu ka Jupiter on mõjutanud meie enda päikesesüsteemi olemust.
Lunine'il on praegu Icaruses koos Tom Quinniga ja Washingtoni ülikoolist Sean Raymondiga paber, milles käsitletakse teiste tähtede ümber paiknevate maapealsete planeetide vee arvukuse võimalikku varieerumist. Lisaks jälgib ta tähelepanelikult MER-i rovers Spirit ja Opportunity kogutud andmeid, samuti praegu Marsil tiirlevaid satelliite.
"Odüsseia, MER ja Mars Express määravad loodetavasti praegu palju vett ning pakuvad paremaid varasemate veerikkuste piiranguid," ütleb Lunine. "Mind huvitavad eriti MARSISe radari tulemused ja selle järeltulija SHARAD."
MARSIS on Mars Expressi satelliidil asuv radariseade, mis suudab läbi vaadata Marsi maakoore viis viimast kilomeetrit, et otsida vee- ja jääkihte. Itaalia kosmoseagentuur plaanib NASA Mars Reconnaissance Orbiteril lennata madala pinnaaluse radari, mille nimi on SHARAD, et näha, kas vesijäät on sügavamal kui üks meeter. Kuigi MARSISel on suurem läbitungimisvõime, on selle eraldusvõime palju väiksem kui SHARADil.
Algne allikas: ajakiri Astrobiology
