Teledetekcja w praktyce
Mars polarny
Andrzej Kotarba, Zakład GISKiT, IGiGP, Uniwersytet Jagielloński
 

Międzynarodowy Rok Polarny to impreza naukowa, stawiająca sobie za cel skupienie uwagi na badaniach stref polarnych Ziemi. Pierwszy Międzynarodowy Rok Polarny odbył się 125 lat temu, w czasach, gdy na mapach świata istniały białe plamy większe niż powierzchnia Europy. Czwarta edycja Międzynarodowego Roku Polarnego trwa właśnie teraz i po raz pierwszy będzie miała charakter międzyplanetarny - w maju 2008, w okolicach północnego bieguna Marsa wyląduje bezzałogowa sonda kosmiczna Phoenix.

Strefy polarne posiada każdy obiekt we Wszechświecie, wirujący wokół (zazwyczaj stałej) osi obrotu. Efektem nachylenia osi obrotu do płaszczyzny orbity jest zmienne oświetlenie globu w ciągu roku. Znajdziemy na nim regiony, gdzie w pewnej porze roku Słońce w ogóle nie chowa się pod horyzontem, a w innej porze roku, ani na chwilę spod horyzontu się nie wychyla. To naturalnie strefy polarne, obszar zainteresowania Międzynarodowego Roku Polarnego.

 

Ryc. 1. Grubość osadów w południowej strefie okołobiegunowej Marsa. Obraz uzyskano odejmując od rzeczywistej wysokości terenu, wysokość podłoża skalnego, znajdującego się pod powierzchnią śniegu i lodu. Kolor fioletowy to grubość rzędu kilkudziesięciu metrów, podczas gdy kolor czerwony wskazuje na ponad 3.5 kilometrową warstwę osadów. Wartość taka obserwowana jest tylko w obszarze stałej czapy polarnej, zaznaczonej grubą czarną linią.

Zobacz powiększenie

Fot: NASA/JPL/ASI/ESA/USGS

 

Obserwacje geofizyków ujawniły, iż marsjańska oś obrotu jest nachylona do płaszczyzny orbity Marsa pod kątem 64 stopni i 49 sekund, niemal identycznym jak oś obrotu Ziemi. Z praktyczne punktu widzenia, oznacza to, że Mars ma analogiczne pory roku jak Ziemia i podobnie jak nasza planeta posiada strefy polarne, zaczynające się powyżej 64 stopni szerokości geograficznej. Trzeba przyznać, iż niecodzienny to zbieg okoliczności. Skoro z astronomicznego punktu widzenia, ziemskie i marsjańskie strefy polarne są prawie takie same, to czy środowisko przyrodnicze tych stref będzie również podobne? Po kilkudziesięciu latach obserwacji możemy powiedzieć, że i tak, i nie.

Największe podobieństwo, jakie dostrzeżono między Ziemią i Marsem, w odniesieniu do okolic biegunowych, to obecność czap polarnych. Lądolód Antarktydy i Grenlandii oraz stała obecność lodu morskiego wokół bieguna północnego, znalazły swój marsjański odpowiednik w postaci jasnych czap, otaczających bieguny Czerwonej Planety. O ile ziemskie lody to po prostu zamrożona woda, o tyle w przypadku Marsa zakładano od samego początku zupełnie inny budulec - dwutlenek węgla. Związek ten stanowi główny składnik marsjańskiej atmosfery, atmosfery rzadkiej i chłodnej. Gdyby temperatura w marsjańskiej atmosferze spadła do -126 stopni Celsjusza, gazowy dwutlenek węgla od razu zamieniłby się w kryształki lodu i opadłby na powierzchnię planety. Na Marsie zacząłby sypać niezwykły śnieg - pomimo iż biały, złożony nie z wody ale dwutlenku węgla. Warunki dla opadu takiego śniegu panują właśnie w marsjańskich strefach polarnych, gdzie podczas nocy polarnej temperatura spada aż do -140 stopni Celsjusza (na Antarktydzie maksymalnie "tylko" do około -90 stopni).

 

Ryc. 2. Północna czapa polarna Marsa obserwowana latem, a więc w czasie, gdy widoczna jest jej stała, wieloletnia część. Jej budowa ma spiralny charakter, co jak sądzą naukowcy, związane jest z nierównomiernym oświetleniem poszczególnych fragmentów czapy. Na uwagę zasługuje długi kanion - Chasma Boreale - widoczny w lewej części zdjęcia, wcinający się na kilkaset km w białe obszary czapy. Jego ściany miejscami sięgają 2 km wysokości. Czarny krzyżyk wskazuje lokalizację północnego bieguna Marsa.

Zobacz powiększenie

Fot: NASA/MSSS

 

Kilka misji bezzałogowych sond kosmicznych, zrealizowane w latach siedemdziesiątych i osiemdziesiątych minionego wieku, potwierdziło hipotezę dwutlenku węgla. Okazało się także, że marsjańskie czapy polarne są trwałe - maksymalny zasięg mają w zimie, gdy jest najchłodniej, ale w ciągu lata, gdy promienie słoneczne oświetlają okolice biegunów cały czas, lód nie znika w całości, pozostaje na powierzchni aż do kolejnej zimy. Zdjęcia satelitarne wykonane w wysokiej rozdzielczości ukazały wielowarstwowość śnieżnych osadów, gdzie każda warstwa była pozostałością po poprzedniej zimie, zupełnie tak, jak ma to miejsce na Ziemi w rejonach powstawania lodowców. Bardziej współczesne badania, prowadzone na przełomie wieków dokładnie określiły rozmiary czap: niezanikająca część czapy północnej ma średnicę około 1000 km, trzy razy więcej niż średnica czapy południowej. Miąższość obydwu czap polarnych jest podobna i sięga maksymalnie 3-4 km, co jest wartością porównywalną z grubością lodowej skorupy skuwającej Antarktydę. W wielu miejscach lód marsjański płynnie przechodził w piaszczyste i pyłowe równiny wokółbiegunowe, ale znaleziono również wiele lokalizacji, gdzie czapy polarne kończą się niemal pionowymi urwiskami o wysokości od kilkuset metrów do dwóch kilometrów.

Najciekawsze odkrycia, dotyczące marsjańskich polarnych lodów, to efekt badań ostatnich kilku lat. W pierwszej kolejności zauważono, iż północna czapa polarna nie jest w całości zbudowana z zestalonego dwutlenku węgla. W okolicach północnego bieguna pojawia się on w postaci lodu tylko zimą, gdy jest najchłodniej. Przykrywa wtedy cienką warstwą zasadniczą część czapy polarnej, zbudowaną z zamarzniętej wody. Ilość wody zgromadzonej w czapie to objętościowo połowa wody zamrożonej w lądolodzie Grenlandii. Niespodzianki kryła również mniejsza, południowa czapa polarna Marsa. Wydawało się, iż w odróżnieniu od czapy północnej jest zbudowana z dwutlenku węgla. W rzeczywistości jednak, dwutlenek węgla buduje tylko zewnętrzne warstwy czapy, podczas gdy lód leżący niżej to - podobnie jak na biegunie północnym - zamarznięta woda. Półkula południowa jest jednak chłodniejsza od północnej i dwutlenek węgla pokrywa kilkumetrową warstwą lodu czapę południową przez cały rok, także latem. To właśnie ta stała obecność lodowego okrycia z dwutlenku węgla nie pozwalała długo poznać prawdziwej natury południowej czapy polarnej. Tymczasem ilość zmagazynowanej w niej wody pokryłaby całą planetę warstwą o głębokości 11 metrów.

 

Ryc. 3. Krawędź północnej czapy polarnej Marsa w regionie Tenuis Cavus, części kanionu Chasma Boreale. Biały teren po lewej stronie to świeży, niepokryty pyłem lód, powstały z dwutlenku węgla. Skarpa po prawej stronie czapy polarnej to 700 metrowy klif, opadający na niziny stokami o nachyleniu około 60 stopni. W górnej części zdjęcia stoki są łagodniejsze, dzięki czemu doskonale widać warstwową budowę czapy polarnej.

Zobacz powiększenie

Fot: NASA/JPL/University of Arizona

 

Ryc. 4. Krawędź północnej czapy polarnej Marsa. Biały teren po lewej stronie to świeży, niepokryty pyłem lód, powstały z dwutlenku węgla. Skarpa po prawej stronie czapy polarnej to 700 metrowy klif, opadający na niziny stokami o nachyleniu około 60 stopni. Wyraźnie widoczne są starsze warstwy, budujące czapę polarną. Warstwy najmłodsze pokryte są śladową ilością pyłu, stad ich jasna, lekko różowa barwa. Warstwy starsze, niższe, pokrywa grubsza warstwa pyłu i mają kolor brunatny. Warstw najstarszych nie sposób odróżnić od obszarów wolnych od lodu.

Pyłowa chmura w centralnej części zdjęcia powstała w wyniku oderwania się fragmentu klifu - upadający lód wzniósł w powietrze drobnoziarnisty pył. Tego typu ruchy masowe mogą być wywołane upadkiem meteorytu lub trzęsieniem ziemi, ale równie dobrze, może je inicjować proces sublimacji dwutlenku węgla, mający miejsce wiosną, a właśnie wtedy wykonano to zdjęcie.

Zobacz powiększenie

Fot: NASA/JPL/University of Arizona

 

Ryc. 5. Tenuis Cavus, miejsce w którym kończy się kanion Chasma Boreale, wcinający się w północną czapę polarną Marsa. Trójwymiarowy obraz przybliża nam rzeczywisty obraz tego miejsca, gdzie kilkusetmetrowe ściany lodu opadają stromymi stokami ku płaskim terenom, pokrytym pyłem, piaskiem i wydmami.

Zobacz powiększenie

Fot: NASA/JPL/Arizona State University/R.Luk

 

Czapy polarne to także klucz do poznania przeszłości planety. Na Ziemi organizuje się międzynarodowe ekspedycje, których celem jest pobieranie kilkukilometrowych rdzeni lodowych Grenlandii i Antarktydy, by na ich podstawie odtwarzać zmiany temperatury i ilości gazów atmosferycznych. Dysponując podobnym rdzeniem z północnego lub południowego bieguna Marsa, moglibyśmy wnioskować o warunkach paleoklimatycznych Czerwonej Planety. Takie badania to jednak odległa przyszłość, której niestety nie doczekają nawet najmłodsi czytelnicy Poznaj Świat, nie mówiąc już o piszącym te słowa. Póki co można obserwować warstwy lodu odsłaniające się samoczynnie na urwistych zboczach czap polarnych lub badać warstwy powierzchniowe. To ostatnie zadanie powierzono lądownikowi Phoenix, który w połowie bieżącego miesiąca dotrze do Marsa i podejmie próbę lądowania w sąsiedztwie północnej czapy polarnej. Za miejsce lądowania wybrano Phoenixowi region w okolicach 68 równoleżnika szerokości geograficznej północnej, a więc lokalizację poza kołem polarnym. Czapa polarna do tego miejsca co prawda nie sięga, lecz obserwacje jednej z sond wskazały, iż sporo lodu powinno kryć się w gruncie. Dodatkowo lądownik będzie w strefie oddziaływania zjawisk polarnych i naukowcy liczą, że uda im się odpowiedzieć na kilka pytań, dotyczących chociażby procesów zachodzących w czasie parowania lodu czap polarnych (Phoenix ląduje w czasie marsjańskiej wiosny).

Phoenix poświęci sporo uwagi samemu gruntowi, na którym staną jego metalowe nogi. Jak wiadomo, organizmy żywe potrafią żyć bez światła, bez tlenu, w bardzo wysokiej i bardzo niskiej temperaturze. Nie potrafią jednak obejść się bez wody, stąd stała się ona wyznacznikiem możliwości istnienia życia na innych planetach. Wody (lodu wodnego) na lądowisku Phoenixa należy się spodziewać, a zatem są szanse, że uda znaleźć się tam ślady obecnego lub dawnego marsjańskiego życia, jeśli kiedykolwiek takie istniało. Nie chodzi tu o zielone ludziki, ale bakterie lub inne proste organizmy, zdolne funkcjonować tuż pod powierzchnią skalno-piaszczystego gruntu, gdzie woda byłaby dla nich dostępna być może nawet w postaci ciekłej. Phoenix, wyposażony w specjalny wysięgnik, zbierze osiem próbek gruntu, umieszczając każdą z nich w pokładowym laboratorium. Każda z próbek zostanie podgrzana w miniaturowym piecu. Wraz ze wzrostem temperatury zaczną stopniowo uwalniać się różne gazy: wyparuje dwutlenek węgla, następnie woda. W dalszej kolejności spalane będą wszystkie inne substancje zawarte w gruncie, a specjalny czujnik będzie rejestrował czas pojawienia się danego gazu oraz jego charakterystykę - a konkretniej ile i jakiego gazu się wydzieliło. To pozwoli określić charakterystykę mineralną spalanej próbki. Jeśli w próbce znajdowała się materia organiczna, jej obecność zostanie zauważona z chwilą spalenia, poprzez wykrycie charakterystycznych gazów.

 

Ryc. 6. Spojrzenie w sam środek południowej czapy polarnej Marsa, w porze letniej. Widoczna jest wieloletnia cześć czapy polarnej, utworzona z zestalonego dwutlenku węgla. Zagłębienia w płaskim terenie, którego pozostałości mają postać płaskich wniesień, to miejsca skąd bardzo powoli, w cyklu wieloletnim, ubywa lodu. Obserwacje pokazały, że marsjańskie czapy polarne, podobnie jak ziemskie lądolody, stopniowo się kurczą. Mars doświadcza więc również wahań klimatycznych, jednak kilkuletnie serie obserwacji nie pozwalają na wysnucie wiarygodnych wniosków.

Zobacz powiększenie

Fot: NASA/JPL/MSSS

 

Ryc. 7. Lądownik Phoenix po wylądowaniu w regionach polarnych Marsa. Ponieważ swoją misję będzie realizował w czasie dnia polarnego, niemal non stop może być zasilany bateriami słonecznymi. W głównej części sondy umieszczone zostały instrumenty do badania chemicznych i fizycznych właściwości gruntu, jak również kamera stereoskopowa (na maszcie) i zestaw instrumentów meteorologicznych. Próbki gruntu zbierane będą za pomocą wysięgnika, znajdującego się w przedniej części sondy.

Phoenix to trzecia próba lądowania w regionach polarnych Marsa. Z pierwszej, w latach 70. ubiegłego wieku, zrezygnowano z uwagi na duże ryzyko - strefy okołobiegunowe były wtedy jeszcze bardzo słabo poznane. Druga próba, podjęta w 1999 roku zakończyła się porażką: sonda Mars Polar Lander roztrzaskała się o powierzchnię Czerwonej Planety, podczas nieudanego lądowania w okolicach bieguna południowego Marsa. Części zapasowe tamtego próbnika posłużyły bo budowy lądownika Phoenix, stąd jego nazwa: przedsięwzięcie odradza się niczym mityczny Feniks z popiołów.

Zobacz powiększenie

Fot: NASA

 
Na swym pokładzie Phoenix niósł będzie również zestaw aparatury do analizy przewodnictwa gruntu oraz zestaw kamer, przy użyciu których dokładnie sfotografowana zostanie okolica lądowania. Podczas kompletowania aparatury badawczej, zdecydowano się także na instalację automatycznej stacji meteorologicznej. Zestaw czujników będzie mierzył ciśnie i temperaturę powierza, a laser pozwoli określić stężenie atmosferycznego pyłu, wszechobecnego na Marsie. Tak więc gdy już wszystkie próbki zostaną przeanalizowane, sfotografowany zostanie każdy kamień i przekopany zostanie każdy centymetr pobliskiego gruntu, Phoenixowi pozostanie pełnienie funkcji stacji meteorologicznej. Obraz lądownika, realizujący takie zadanie na planecie odległej o setki milionów kilometrów, przypomina mi zdjęcia wykonane w czasie pierwszego Międzynarodowego Roku Polarnego. Przedstawiały one niedostępne dla zwykłych śmiertelników, skrajnie nieprzyjazne dla człowieka regiony Arktyki, w które docierali najbardziej zdeterminowani naukowcy i ustawiali w sąsiedztwie swych prowizorycznych chat klatki meteorologiczne. Wykonywane w nich podstawowe pomiary meteorologiczne były pionierskimi obserwacjami z zakresu badań atmosfery, jakie kiedykolwiek realizowano w strefach polarnych. Ponad sto lat później, duch tamtych ekspedycji wciąż żyje, choć sięga już miejsc dla wielu równie niepojętych, jak niepojęta była Grenlandia dla przeciętnego mieszkańca dziewiętnastowiecznej Europy.
 
 
Andrzej Kotarba, 2008.
Tekst w niemal identycznej postaci został opublikowany w Poznaj Świat (nr 5/2008)
 
Copyright