WIZJA ASTRONOMII PLASTYCZNEJ
GEOLOGIA
OGÓLNA CHARAKTERYSTYKA MARSA - AREOLOGIA I OBRAZ POWIERZCHNI Z BLISKA
Mars powstał ok. 4,5 mld lat temu. W pierwszym okresie bardziej aktywnego (zwłaszcza wnętrza ale też i ze strony impaktów zewnętrznych, związanych z tzw. okresem wielkiego bombardowania) pierwszego miliarda lat powierzchnia została silnie pokraterowana i poddana intensywnemu wulkanizmowi oraz przeobrażeniom tektonicznym. Sonda kosmiczna Mars Global Surveyor stwierdziła występowanie na Marsie na południu globu szerokich pasów magnetycznych (a właściwych na Ziemi dla dryfu płyt litosferycznych), świadczących o podobnych ruchach płyt skorupy na Marsie.
Jednak aktywna geologia Marsa ustała. W tym pierwszym okresie Mars z wyglądu przypominał Ziemię - występowała woda - rwące, gigantyczne rzeki, a być może jeziora i morza czy nawet ocean, tzw. Oceanus Borealis (na północy), i padał deszcz. Jednak wskutek prawdopodobnie uderzeń meteorytów, małej masy , wystygnięcia wnętrza, dostarczającego do atmosfery gazów cieplarnianych i bliżej nieznanych innych czynników wszystko się zmieniło. Mars doświadczył swoistego planetarnego kataklizmu klimatycznego. Atmosfera stała się rzadka, znikła z powierzchni woda. Mars stał się suchą, wystygłą i być może martwą biologicznie planetą. Jest jakby zatrzymanym w kadrze okresem naszej planety sprzed miliardów lat.
Rozpatrywane są różne mechanizmy zmian klimatycznych na Marsie. Rozważa się np. hipotezę kosmoekologiczną o okresowym wpływie zwielokrotnionej gęstości materii, na którą natrafia w swojej drodze Słońce, wpływ na Marsa Jowisza i Saturna. Jednak obecnie przyjmuje się raczej wpływ zmian i wahnięć osi obrotu Marsa (nawet niewielkie przechyły mogą spowodować lawinowe topnienie czap biegunowych).
Istnieje różnica w wyglądzie różnych części Marsa. Już z ujęć orbitalnych (np. Marinera 9), półkula południowa zdecydowanie różni się od północnej. Ta pierwsza, o powierzchni starszej, jest licznie pokraterowana (choć małych kraterów, kilkudziesięciometrowych, z powodu ochronnego działania atmosfery, nie ma). Jest ona wyżynna, podczas gdy północna przeważnie wygładzona (lawa? wpływ osadów oceanicznych?). Te duże baseny morskie są odpowiednikiem mórz na Księżycu. Gdzieniegdzie występują wzniesienia, np. wyżynny rejon Tharsis (wysokość ok. 800 m na przestrzeni ok. 4000 km) oraz niecki, np. Hellas Planitia - Równina Hellas (wielkości ok. 1800 km, 6000 m niżej w stosunku do otoczenia). Najbardziej jednak uderzającym obrazem południa jest sieć charakterystycznych, nieuporządkowanych rowów i uskoków.
Na obu biegunach, jak wspomniałem, występują czapy polarne zbudowane z warstwowych obszarów lodu i naniesionych pyłów, samego lodu wodnego i zestalonego szronu z dwutlenkiem węgla. Czapa na biegunie północnym ma wielkość ok. 1000 km i, jak stwierdziły to pomiary Vikingów, dominuje tu zestalony lód wodny, zaś w czapie polarnej na południu (o wielkości ok. 350 km) - zestalony dwutlenek węgla (choć opinie na ten temat nadal są zmienne).
Formy piaszczyste zbudowane są z ziaren o wielkości mikronowej, znacznie mniejszej niż piasku na Ziemi (a więc i działanie związanej z nimi erozji eolicznej nie jest tak silne jak na Ziemi, jednak obecnie tego typu zmiany powierzchni istnieją i są na Marsie liczne). Ziarna składają się z drobin kwarcowych (krzemionka SiO2), jednak mają postać zbliżoną do glin.
Jeśli chodzi o kratery to są one zerodowane. Niektóre z nich mają postać sugerującą wpływ wody. I tu natrafiamy na podstawowy dla Marsa problem, jakim jest woda. Wiele form powierzchniowych zdradza jej obecność, przynajmniej w przeszłości. Chodzi tu o charakterystyczną obecnie na Marsie formę jaką są tzw. kratery parapetowe - mające postać "rozchlapanych" błotnych zagłębień .
Inną formą rzeźby terenu są zapadliska, zagłębienia i tym podobne struktury związane z obecnością wiecznej zmarzliny.
Podobną postać mają wspomniane już, znajdujące się licznie, zwłaszcza w starych pofałdowanych rejonach koryta po, jak się przypuszcza, rzekach.
Inną formą tego typu, zidentyfikowaną np. przez sondę Viking są tzw. spływy błotne (czyli znane na Ziemi jako tzw. lahary), powstałe w wyniku poruszania się w dół rowu różnorodnego materiału skał, kamieni, pyłu, osadów wulkanicznych itp.
Powyższe zjawiska wiążą się z problemem wody. Analizuję go bliżej w dalszej części.
Inną strukturą powierzchniową są wulkany tarczowe i kopuły wulkaniczne (liczne wzniesienia wulkaniczne z kraterami znajdują się na północy w rejonie Tharsis). Są one stosunkowo młode, mimo że aktywność wulkaniczna na Marsie od wielu milionów lat zamarła. Jednak co jakiś czas wśród obserwatorów Marsa pojawiają się doniesienia o "zamgleniach", "obłokach gazowych" itp. w rejonie niektórych kraterów wulkanicznych. Podobny problem istniał na Księżycu, gdzie (np. nad kraerem Alphonsus w latach 50.) zaobserwowano opary gazowe. Jeśli tego typu "resztkowe" wulkaniczne zjawiska pozostały obecnie na Srebrnym Globie, to tym bardziej na znacznie aktywniejszym geologicznie Marsie. To oczywiście są hipotezy, bo ogólnie przyjmuje się, że Mars nie jest obecnie aktywny wulkanicznie.
Przykładowym wzniesieniem powyższego typu jest Olympus Mons - Góra Olimp (24-27 km wysokości, 600 km średnicy u podstawy, sam krater na szczycie ma wielkość ok. 90 km). Zbocze góry jest, podobnie jak wiele innych tego typu stożków bardzo łagodne (nachylenie ok. 6º), choć u podstawy podcięte. Uważa się, że tak duży rozmiar tego typu wzniesień jest możliwy dzięki słabszej grawitacji Marsa (niż np. ziemskiej).
Na sporej części powierzchni, usianej często różnej wielkości licznymi głazami i mniejszymi kamieniami znajdują się skały i gruz skalny. Powierzchnia Marsa poddawana jest silnemu wietrzeniu fizycznemu (np. temperatura i jej skoki, często duże, np. na szczycie Olympus Mons osiągają od -110ºC do +5ºC, promieniowanie słoneczne) i chemicznemu (np. utlenianie skał). W niektórych miejscach na stromych zwłaszcza zboczach znajdują się tzw. osuwiska (opadanie wietrzejących skał pod wpływem grawitacji).
Na nocnym niebie Marsa Ziemia w zbliżeniu widoczna jest jako jasna planeta o wielkości ok -3m (gwiazda wieczorna i polarna), Wenus i Merkury nikną w blasku Słońca. Jowisz może osiągać ok. -3m, jego księżyce galileuszowe ok. 4m, większe planetoidy czasem ok. 4m, czasem też widać Urana.
Wśród wskazanych tworów geologicznych jest jednak wymieniany już jeden najważniejszy, określany najcenniejszym pierwiastkiem Wszechświata. To woda. Ona decyduje o wyglądzie Ziemi.
Powyższy rysunek autora przedstawia przyszłą eksplorację Marsa.
Test pojazdu terenowego
Materiały źródłowe:
L. Czechowski, "Planety widziane z bliska", Wiedza Powszechna, Warszawa 1985.
T. Z. Dworak, K. Rudnicki, "Świat planet", Państwowe Wydawnictwo Naukowe, Warszawa 1983.
H. Y. McSween, Jr., "Od gwiezdnego pyłu do planet", Prószyński i S-ka, Warszawa 1996.
M. Mroczkowski, "Uderzeniowe kratery parapetowe - jak można symulować wypływy wody na Marsie?", "Astronautyka", 2000, nr 3.
K. Nawara, "A areologii czyli geologii Marsa", Zakład Narodowy im. Ossolińskich, Wydawnictwo Wrocław, oddział w Krakowie, Kraków 1980.
"Problemy", "Spływy błotne na Marsie", 1990, nr 6.
M. Ryszkiewicz, "Ślady zebry", "Gazeta Wyborcza", 1999, nr 108.
O. Wołczek, "Narodziny i rozwój Układu Słonecznego", Wydawnictwo Alfa, Warszawa 1985.
J. Włodarczyk, "Życie na Marsie", Wiedza i Życie", 1996, nr 11.
J. Włodarczyk, "Wędrówki niebieskie", Prószyński i S-ka, Warszawa 1999.
Tagi: mars, geologia
