Sonda Mars Odyssey dostarczyła ostatnio cennych danych ukazujących rozmieszczenie zamarzniętej wody na powierzchni planety. W październiku 2002 roku zestalony dwutlenek węgla na biegunie północnym Marsa wyparował na tyle, że sonda mogła wykonać zdjęcia w promieniowaniu podczerwonym, na których odkryto znaczne ilości wody. Te i inne wyniki zostały przedstawione na dorocznej konferencji American Geophysical Union w San Francisco.

Misja naukowa sondy Mars Odyssey przebiega wyjątkowo dobrze” – mówi dr Jeffrey Plaut z JPL. – “Instrumenty zebrały ogromną ilość danych a prezentacje, które odbędą się na tej konferencji są jednymi z najbardziej postępowych w całej misji“.

Bardzo cieszy nas to co widzimy w północnych regionach polarnych Marsa. Teraz, kiedy pojawiający się tam sezonowo dwutlenek węgla zniknął, możemy znaleźć ślady wielkich ilości lodu w glebie, jeszcze więcej, niż znaleźliśmy na południowym biegunie” – mówi dr William Boynton z Uniwersytetu w Arizonie w Tuscon, odpowiedzialny za spektrometr promieniowania gamma sondy.

Zdjęcie regionów Ophir i Candor Chasma w Valles Marineris w promieniowaniu podczerwonym (kolory fałszywe). Różne kolory odpowiadają różnicom w składzie powierzchni Marsa, materiałom takim jak skały, osady i pył.

Zdjęcia wykonane w promieniowaniu podczerwonym i w świetle widzialnym odsłoniły wspaniałą różnorodność typów i cech ukształtowania powierzchni. Na zdjęciach pokazujących temperatury nocne możemy zidentyfikować złożone układy warstw skalnych, okruchów skalnych, piasku i pyłu powstałego w wyniku impaktu, wietrzenia, czy osadzania się materiału” – mówi dr Philip Christensen z Uniwersytetu w Arizonie w Tempe, odpowiedzialny za fotografię w podczerwieni. – “Kolorowe zdjęcia powierzchni Marsa ukazują struktury podobne do tych występujących w Wilekim Kanionie Kolorado. Ukazany na nich Mars to zapylone miejsce, gdzie większość powierzchni jest przykryta cienką warstwą jasnego, pomarańczowo-czerwonego pyłu“.

Dwa zdjęcia Marsa wykonane za pomocą spektrometru neutronowego będącego częścią spektrometru gamma znajdującego się na Mars Odyssey. Dane te pozwalają stwierdzić obecność wodoru na powierzchni planety. Kolor fioletowy oznacza regiony bogate w wodór (czyli też wodę), kolor czerwny – ubogie. Pierwsze ze zdjęć zrobione zostało w lutym 2002 roku, wkrótce po rozpoczęciu misji naukowej sondy i przedstawia późne lato na półkuli południowej. Obecnośc wodoru na biegunie południowym tłumaczy się obecnością wody około metra pod powierzchnią planety. Drugie zdjęcie pochodzi z listopada 2002, kiedy lato zaczynało sie na biegunie północnym. Wyparowanie suchego lodu (zestalonego dwutlenku węgla) na północy i tworzenie się go na południu tłumaczy zmiany rozmieszczeniu wodoru.

Naukowcy z Los Alamos National Laboratory wraz z naukowcami z University of Arizona Lunar Planetary Laboratory, w Tucson, Cornell University oraz Center for Radiophysics and Space Research ogłosili, że znaleźli dalsze dowody na istnienia zmieniającego się, byc może w sposób przewidywalny, klimatu Marsa.

Zaprezentowali oni wyniki obserwacji neutronów termalnych, epitermalnych i o wysokich prędkościach, uzyskane na podstawie danych zebranych między lutym a listopadem 2002 roku przez znajdujący się na pokładzie sondy Mars Odyssey, Neutron Spectrometer.

Neutrony termalne to neutrony o niskich energiach, które są w kontakcie termicznym z glebą. Neutrony epitermiczne to neutrony średnich energii, które straciły jej część zderzając się z powierzchnią. Neutrony wyskoenergetyczne powstają w wyniku oddziaływania promieniowania kosmicznego i powierzchni.

Uzyskane dane wskazują na obecność znacznych ilości wodoru na dużych obszarach znajdujących się w okolicy Arabia Terra, na 180 stopniach długości wschodniej, w okolicy równika. Analiza danych termalnych pozwoliła dodatkowo stwierdzić, że złoża te znajduja się pod płytką warstwą ubogiej marsjańskiej gleby.

Według Billa Feldmanna, takiego rozmieszczenia złóż wodoru nie można wyjaśnić na podstawie modelu obecnej atmosfery planety w której wystepują różnice w rozmieszczeniu pary wodnej na północnych i południowych szerokościach. Wymaga to założenia innych warunków klimatycznych we względnie niedalekiej przeszłości.

Dane uzyskane dla szerokości większych niż 45 stopni są z kolei badane aby określić zmiany zachodzące w warstwie zestalonego dwutlenku węgla na przestrzeni marsjańskiej zimy i lata. Dane te były zbierane w 16 seriach trwających około 2 tygodni. Okazało się, że warstawa lodowego dwutlenku węgla (suchego lodu) stale się cofa na przestrzeni tego okresu, ostatecznie odkrywając znaczne połacie bogate w wodę.

Wcześniej spektrometr neutronowy sporządził mapy Marsa w okresie kiedy na południowym biegunie było lato, a na północnym zima. Pozwoliło to określić, że suchy lód rozciąga się maksymalnie do szerokości 60 stopni od równika. Dalej w kierunku równika temperatura jest już za wysoka i dwutlenek węgla sublimuje do atmosfery. Podczas ciepłego lata warstwa suchego lodu znika całkowicie na północnym biegunie, natomiast pozostaje w znacznej ilości na południowym.

O odkrywaniu wody na Marsie pisaliśmy już w wcześniejszych newsach. Więcej informacji o tych badaniach znajduje się Czy odkryto wodę na Marsie?“>tutaj oraz Przeszłość i teraźniejszość wody na Marsie “>tutaj.

Inny program badawczy Mars Odyssey, Martian Radiation Environment Experiment, dotyczy badania progody kosmicznej na Marsie. Okazuje się, że podczas eksperymentu zaobserwowano zupełnie inną pogodę kosmiczną na Marsie, niż to w tym samym czasie zaobserwował satelity na Ziemi.

Zmiany pogody kosmicznej są spowodowane zmianami aktywności słonecznej, takimi jak flary słoneczne. Aby lepiej zrozumieć te zjawiska porównujemy sane z Mars Odyssey z danymi z podobnych instrumentów znajdującymi się na orbicie wokół Ziemi. Ostatnie obserwacje są tym cenniejsze, że obecnie Mars i Ziemia znajdują się po przeciwnych stronach Słońca” – wyjaśnia dr Cary Zeitlin z National Space Biomedical Research Institute w Houston.

Autor

Anna Marszałek