Bolygó Szakcsoport -- Magyar Csillagászati Egyesület

Tudnivalók a Marsról
Kereszturi Ákos
2003. január 01.
Frissítve: 2006. november 10.
Az idei marsközelség előtt (2003) 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.
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°C
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

Egy, a felszíni port felkavaró
mini-tornádó (világos)
és árnyéka (sötét)
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 "tornádómentes" időszakok is a bolygó életében, az égbolt ilyenkor sötét kékbe válthatott.
Még 1966-ból származik az elgondolás, hogy a pólussapkák főleg széndioxidból állnak. Később a Viking-szondák

A déli pólussapa tetején lévő széndioxid
rétegbe mélyedő gödör, amelynek fenekén
a vízjég sapka látható
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 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.

Egy idős, üledékekkel feltöltött krátertó,
és a hozzá kapcsolódó csatornák
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.
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 t%; 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 mélységig
(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 lehetett 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.

A feltételezett hóból származó megolvadt víz
folyásnyomai
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 kőzetréteg 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.
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 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 atmoszféra 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 km3 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.

Lávarétegek a Tharsis-hátság környékén
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.
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 széndioxidot 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.

Idős, mára pusztulásnak indult
üledékes rétegek
Napjaink intenzíven kutatott felszínformái a kibukkanó üledékes rétegek, ezek ugyanis az egykori felszíni viszonyok nyomát őrzik. A kráterekben sekélyebb, néhányszor 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.
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 különböző változások hatása az eltérő "vízraktárakra"
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 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 formájában. 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.