Войти
Воспроизведенное изображение потоков теплого сезона в Кратере Ньютона Сезонные потоки на теплых марсианских склонах (также называемые повторяющиеся линии склона, повторяющиеся линии склона и RSL ) считаются солеными водными потоками, возникающими в самые теплые месяцев на Марсе, или, альтернативно, сухие зерна, которые «текут» вниз по склону не менее 27 градусов.
Потоки узкие (от 0,5 до 5 метров) с относительно темными отметинами на крутых (от 25 ° до 40 °) склонах, появляются и постепенно увеличиваются в теплые сезоны и исчезают в холодное время года.. Жидкие рассолы у поверхности были предложены для объяснения этой активности или сухих гранулированных потоков.
Исследования показывают, что в прошлом жидкая вода текла по поверхности Марса, создавая большие области, похожие на океаны Земли. Однако остается вопрос, куда ушла вода.
Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) - это многоцелевой космический корабль, запущенный в 2005 году и предназначенный для проведения разведки и исследования Марса. с орбиты. Управление космическим кораблем осуществляет Лаборатория реактивного движения (JPL). Камера HiRISE на борту MRO находится в авангарде текущих исследований RSL, поскольку помогает отображать характеристики с изображениями тщательно контролируемых участков, которые обычно делаются каждые несколько недель. На орбитальном аппарате 2001 Mars Odyssey уже более 16 лет используются спектрометры и тепловизор для обнаружения признаков присутствия или присутствия воды и лед. Он не обнаружил ничего в RSL. 5 октября 2015 г. о возможном RSL сообщалось на горе Шарп рядом с марсоходом Curiosity.
Теплые сезонные потоки на склоне кратера Ньютона (видео- gif) Отличительные свойства повторяющихся линий склона (RSL) включают медленный постепенный рост, формирование на теплых склонах в теплые сезоны, а также ежегодное замирание и повторяемость, что свидетельствует о сильной корреляции с солнечным нагревом. RSL простирается вниз по склону от обнажений коренных пород, часто следующих за небольшими оврагами шириной от 0,5 до 5 метров (от 1 футов 8 дюймов до 16 футов 5 дюймов) и длиной до сотен метров, и в некоторых локациях отображается более 1000 отдельных потоков. Темпы роста RSL являются самыми высокими в начале каждого сезона, после чего их удлиняются гораздо медленнее. RSL появляются и удлиняются поздней южной весной и летом от 48 ° южной широты до 32 ° южной широты, что благоприятствует склонам, обращенным к экватору, которые являются временами и местами с пиковыми температурами поверхности от -23 ° C до 27 ° C. Активная RSL также встречается в экваториальных регионах (0–15 ° ю.ш.), чаще всего в впадинах Valles Marineris.
Исследователи обследовали отмеченные потоком склоны с помощью Mars Reconnaissance Orbiter CRISM, и хотя нет никаких спектрографических свидетельств наличия реальной воды, прибор непосредственно отобразил перхлоратные соли, которые, как считается, растворены в водных рассолах в недрах. Это может указывать на то, что вода быстро испаряется при достижении поверхности, оставляя только соли. Причина потемнения и осветления поверхности плохо изучена: поток, инициированный соленой водой (рассолом), может переставлять зерна или изменять шероховатость поверхности таким образом, что внешний вид становится темнее, но то, как детали снова становятся ярче при падении температуры, объяснить труднее.. Однако в ноябре 2018 года было объявлено, что CRISM изготовила несколько дополнительных пикселей, представляющих минералы алунит, кизерит, серпентин и перхлорат. Команда разработчиков обнаружила, что некоторые ложные срабатывания были вызваны этапом фильтрации, когда детектор переключается с области высокой яркости на тени. Сообщается, что 0,05% пикселей указывают на перхлорат, что, как теперь известно, является ложной высокой оценкой этого прибора. Пониженное содержание солей на склонах снижает вероятность присутствия рассолов.
Был предложен ряд различных гипотез образования RSL. Сезонность, распределение по широте и изменения яркости четко указывают на наличие летучих материалов, таких как вода или жидкий CO. 2. Одна из гипотез состоит в том, что RSL мог образоваться при быстром нагревании ночного холода. Другой предлагает потоки углекислого газа, но условия, в которых они возникают, слишком теплые для углекислотного инея (CO. 2), а на некоторых участках слишком холодны для чистой воды. Другие гипотезы включают сухие гранулированные потоки, но ни один полностью сухой процесс не может объяснить сезонные потоки, которые постепенно увеличиваются в течение недель и месяцев. Еще одна гипотеза - сход лавин на карнизе. Идея состоит в том, что ветер собирает снег или изморозь сразу за вершиной горы, а после прогрева это превращается в лавину. [1] Сезонное таяние мелкого льда объяснило бы наблюдения RSL, но было бы сложно ежегодно пополнять такой лед. Однако по состоянию на 2015 год прямые наблюдения за сезонным отложением растворимых солей убедительно свидетельствуют о том, что RSL включает рассол (гидратированные соли).
Основная гипотеза включает поток рассолов - вода очень соленая. Отложения солей на большей части Марса указывают на то, что в прошлом Марса было много рассола. Соленость снижает точку замерзания воды для поддержания потока жидкости. Менее соленая вода замерзнет при наблюдаемых температурах. Данные теплового инфракрасного излучения, полученные от Thermal Emission Imaging System (THEMIS) на борту орбитального корабля 2001 Mars Odyssey, позволили ограничить температурные условия, при которых формируется RSL. В то время как небольшое количество RSL видны при температурах выше точки замерзания воды, большинство из них не видны, а многие появляются при температурах до -43 ° C (230 K). Некоторые ученые считают, что в этих холодных условиях рассол сульфата железа (III) (Fe 2 (SO 4)3) или хлорида кальция (CaCl. 2) является наиболее вероятным способом образования RSL. Другая группа ученых, используя прибор CRISM на борту MRO, сообщила, что доказательства наличия гидратированных солей наиболее согласуются со спектральными характеристиками поглощения магния . перхлорат (Mg (ClO 4)2), хлорид магния (MgCl 2 (H2O) x) и перхлорат натрия (NaClO. 4).
Эксперименты и расчеты показали, что повторяющиеся наклонные линии могут быть вызваны расплыванием и регидратацией водных хлоридов и солей оксихлора. Однако в нынешних марсианских атмосферных условиях воды недостаточно для завершения этого процесса..
Эти наблюдения - самое близкое к тому, что ученые подошли к обнаружению доказательств наличия жидкой воды на поверхности планеты сегодня. Однако замерзшая вода была обнаружена у поверхности в течение многих лет. в средних и высоких широтах. Предполагаемые капли рассола также появились на стойках спускаемого аппарата Phoenix Mars Lander в 2008 году.
Потоки жидкого рассола у поверхности могут объяснить эту активность, но точный источник воды и механизм ее движения не выяснены. Гипотеза предполагает, что необходимая вода могла возникнуть в результате сезонных колебаний приповерхностной адсорбированной воды, обеспечиваемой атмосферой ; перхлораты и другие соли, о которых известно, что они присутствуют на поверхности, способны притягивать и удерживать молекулы воды из окружающей среды (гигроскопичные соли), но сухость марсианского воздуха является отрицательной вызов. Водяной пар должен эффективно улавливаться на очень небольших площадях, а сезонные колебания содержания водяного пара в атмосферном столбе не соответствуют активности RSL в активных местах.
Глубже грунтовые воды могут существовать и могут достигают поверхности в источниках или выходах, но это не может объяснить широкого распространения RSL, простирающегося от вершин гребней и пиков. Кроме того, на экваториальных дюнах, состоящих из проницаемого песка, есть очевидные RSL, которые вряд ли могут быть источником грунтовых вод.
Анализ данных нейтронного спектрометра Mars Odyssey показал, что участки RSL не содержат больше воды, чем было обнаружено. в любом другом месте на аналогичных широтах. Авторы пришли к выводу, что RSL не поступают из крупных приповерхностных соленых водоносных горизонтов. С этими данными все еще возможно, что водяной пар из глубоко погребенного льда, из атмосферы или из небольших глубоко заглубленных водоносных горизонтов.
Сухие гранулированные потоки были предложены с момента первых наблюдений RSLs, но такая интерпретация была исключена из-за сезонности процесса. Первое предположение о сезонном запуске в условиях засухи было опубликовано в марте 2017 года с использованием эффекта насоса Кнудсена. Авторы показали, что RSL остановились под углом 28 ° в кратере Гарни, что согласуется с сухой гранулированной лавиной. Кроме того, авторы указали на несколько ограничений влажной гипотезы, например, на то, что обнаружение воды было только косвенным (обнаружение соли, но не воды). Эта теория отбросила теорию сухого потока. В исследовании, опубликованном в ноябре 2017 года, делается вывод о том, что наблюдения лучше всего объясняются процессами сухого потока, и отмечается отсутствие фактических спектрографических свидетельств наличия воды. Их исследования показывают, что RSL существует только на склонах круче 27 градусов, этого достаточно для того, чтобы сухие зерна спустились так же, как на склонах активных дюн. RSL не текут на склонах глубже 27 градусов, что несовместимо с моделями для воды. В отчете за 2016 год также были высказаны сомнения относительно возможных источников подземных вод на участках RSL, но в новой исследовательской статье было признано, что гидратированные соли могут извлекать некоторую влажность из атмосферы, а сезонные изменения гидратации солесодержащих зерен могут привести к некоторому пусковому механизму RSL потоки зерен, такие как расширение, сжатие или выделение некоторого количества воды, которые могут изменить сцепление зерен и заставить их падать или «течь» вниз по склону. Кроме того, данные нейтронного спектрометра орбитального аппарата Mars Odyssey, полученные за одно десятилетие, были опубликованы в декабре 2017 года и не показывают никаких доказательств наличия воды (гидрогенизированного реголита) в активных центрах, поэтому его авторы также поддерживают гипотезы либо кратковременное испарение водяного пара в атмосфере, либо потоки сухих гранул. Тем не менее, площадь основания этого прибора (~ 100 км) намного больше, чем RSL (~ 100 м).
Эти особенности образуются на склонах, обращенных к Солнцу, во время год, когда местные температуры превышают точку плавления льда. Полосы растут весной, расширяются в конце лета и затем исчезают осенью. Поскольку эти объекты могут включать воду в той или иной форме, и даже при том, что эта вода все еще может быть слишком холодной или слишком соленой для жизни, соответствующие области в настоящее время рассматриваются как потенциально пригодные для проживания. Следовательно, они классифицируются в рекомендациях по защите планет как «Неопределенные регионы, которые следует рассматривать как особые регионы » (т. Е. Регионы на поверхности Марса, где может выжить земная жизнь).
Хотя гипотеза влажных потоков несколько потеряла свою актуальность с 2015 года, эти регионы по-прежнему являются одними из наиболее предпочтительных мест-кандидатов для поддержки земных бактерий, занесенных загрязненными посадочными модулями. Некоторые повторяющиеся наклонные линии доступны для марсохода Curiosity, но правила планетарной защиты не позволили марсоходу исследовать их близко. Это привело к некоторым спорам о том, следует ли ослаблять эти правила.
Изображение диска Марса, сделанное Викингом. Стрелка показывает расположение повторяющихся линий уклона на следующих изображениях HiRISE.
Маркированная карта объектов вблизи Копратской пропасти. Стрелка показывает расположение повторяющихся линий уклона на следующих изображениях HiRISE.
Широкий вид части Валлес Маринер, как видно HiRISE в программе HiWish. На рамке показано расположение повторяющихся линий склона, которые увеличены на следующем изображении.
Близко, цветной вид повторяющихся линий уклона, как видно HiRISE в программе HiWish. Стрелки указывают на некоторые повторяющиеся линии уклона. Веер мог быть застроен прошлыми повторяющимися линиями склона.
Повторяющиеся линии склонов удлиняются, когда склоны наиболее теплые. Вблизи экватора RSL удлиняются на северных склонах летом на севере и на южных склонах летом на юге.
Ледяные (белые), соленые (красные) и теплые (синие) потоки на Марсе
Темные потоки в кратере Ньютона, расширяющиеся летом (видео-gif).
Теплый сезон течет на склоне кратера Горовица (видео-гиф).
Сезонные потоки на Coprates Chasma в Valles Marineris.
