Ciekły dwutlenek węgla, a nie płynąca woda mogła być podstawową przyczyną powstania na powierzchni Marsa żlebów oraz sieci dolin i kanałów. Taki wniosek płynie z badań przeprowadzonych przez grupę Kenneth’a Tanaki z amerykańskiego ośrodka Geological Survey w Flagstaff w Arizonie i Uniwersytetu w Melbbourne.

Korzystając z danych instrumentu Mars Orbiter Laser Altimeter (MOLA) zainstalowanego na sondzie Mars Global Surveyor, Tanaka i jego grupa sporządzili profil wysokości obszaru Hallas. Obszar ten rozciąga się na 200 kilometrów i ma 6 kilometrów głębokości. Jest największym, dobrze zachowanym basenem uderzeniowym na Czerwonej Planecie. Poprzez zbadanie ukształtowania terenu z rozdzielczością około 500 metrów odkryto, że obszary wulkaniczne Malea i Hesperia Plana są kilkaset metrów niższe niż otaczające je obszary. Nie zawierają też wystających trójkątnych szczytów (zwanych masywami), których dużo znajduje się w sąsiednich rejonach.

Wzdłuż wewnętrznych stoków tych regionów badacze znaleźli jednak ślady starych masywów pokrytych skałami wulkanicznymi. Są one zbyt niskie, żeby zostać przykrytymi, gdyby aktywność wulkaniczna trwała dzisiaj. Uczeni sugerują, że przed nastaniem aktywności wulkanicznej, regiony te przypominały sąsiednie, lecz zostały przekształcone do obecnej postaci na skutek przemieszczenia się skał wulkanicznych.

Grupa Tanaki proponuje “model erozji magmowej” aby wyjaśnić wygląd obszarów Malea i Hesperia Plana. Model ten zakłada katastroficzną erozję związaną z erupcją stopionych skał. Ciecz znajdują się w skorupie Marsa miałaby zostać rozgrzana gdy magma wydostała się na powierzchnię. Rozgrzana ciecz rozszerzyłaby się i nastąpiłaby wybuchowa erozja rozrywająca okoliczna skały i powodująca ich ruch wraz z magmą.

Autorzy pracy uważają, że cieczą odpowiedzialną za to zjawisko powinien być głównie ciekły dwutlenek węgla. Szczątki skał porwane przez płynący dwutlenek węgla płynęłyby szybciej i dalej, niż gdyby unosiła je woda. Co więcej, dwutlenek węgla paruje w niskiej temperaturze szybciej niż woda. Oznaczałoby to, że dla spowodowania widocznej erozji potrzeba by mniej magmy zawierającej ten gaz niż magmy zawierającej wodę.

Uczeni sugerują, że ten mechanizm erozji może również wyjaśnić powstanie kanałów w innych miejscach Marsa. Zaznaczają jednak, że ich model wymagał wielu założeń i musi przejść jeszcze wiele różnych testów.

Praca napisana przez Kenneth’a Tanake, Jeffrey’a Kargel, David’a MacKinnon’a, Trent’a Hare’go oraz Nick’a Hoffman’a będzie opublikowana w czasopiśmie “Geophysical Research Letters”

Autor

Michał Matraszek