Освоение Марса

[AlexAV]

инертные газы не могли все дегазироваться и диссипироваться в космос после потери первичной атмосферы, это выглядит слишком невероятно.

Тогда предложите вашу модель возникновения дисбаланса по изотопам Ar-38/Ar-36, а так же сильного избытка Xe-129.

Ведь это наблюдаемые факты и их надо как-то объяснять.

[AlexAV]

Кстати, показательно содержание неона в атмосфере Марса- пятого по распространенности элемента во Вселенной. Его содержание на Марсе всего в 8 раз больше, чем криптона, и в 6000 раз меньше,чем аргона. На Венере, например, его всего в 10 раз меньше, чем аргона. Это значит, что атомарной массы в 20 единиц уже недостаточно для удерживания его в атмосфере, и неон сильно потвержен диссипации в космос. Что уже говорить об азоте и углекислоте...

Да ни о чём это не говорит, если у нас нет данных о его изначальном количестве.

Вот соотношение изотопов - аргумент куда более серьёзный. Диссипация в космос всегда ведёт к сильному обогащению тяжёлым изотопом. Нет обогащения - значит нет диссипации. И наоборот если мы видим обогащение по тяжёлым изотопам, то гипотеза угода в космос становится весьма актуальной.

[AlexAV]

В продолжение.

Изотопное соотношение некоторых компонентов атмосферы на Марсе:



Отсюда. Марс достоверно терял водород, азот и... первичный аргон (Ar-36 и Ar-38).

И практически не терял углерод, кислород и неон.

Плюс что-то совсем непонятное происходило с ксеноном.

Согласитесь, весьма своеобразная картина...

[AlexAV]

Вообще картина похожа на следующее.

Большая часть инертных газов была в первичной атмосфере Марса. Именно в той, которую сдуло подчистую почти подчистую. Лёгкий неон из неё полностью испарился. А современный неон - вторичный, дегазированный из мантии. Его мало, но он имеет нормальный изотопный состав.

Сравнительно тяжёлый первичный аргон был потерян не полностью. Остатки того первичного аргона и формируют искажённую картину современное изотопного состава этого элемента.

Углерод и кислород (углекислый газ)  - полностью вторичные и диссипировали весьма слабо.

По ксенону... Вот этот пункт весьма информативен. Источник Xe-129 считается распад радиоактивного иода-129 с периодом полураспада 16,7 млн. лет.  Судя по искажению изотопного соотношения - ксенон сильно диссипировал из первичной атмосферы, что увеличило относительную долю радиогенного Xe-129, который возник уже после завершения стадии катастрофической диссипации. Т.е. эта стадия вероятно занимала не более нескольких десятков миллионов лет  начальной истории планеты.   

[AlexAV]

Мне кажется судить о скорости диссипации по массе изотопов гиблое дело.. Во первых речь идет в разнице по массе лишь на проценты, но такая же погрешность может оказаться в сравнительном содержании между планетами.

Вы не правы. Дифференциация изотопов при диссипации обоснована очень хорошо. И при сильной диссипации ведёт к искажению исходного изотопного состава в разы. Это очень чувствительный индикатор диссипации (малое различие масс компенсируется тем, что они стоят под экспонентой ).

Кстати, на Марс подвержен космическому излучению из-за отсутствия магнитного поля, не ичключено включение погрешности из-за возможных ядерных реакций по переходу одного изотопа в другой, и тут условия между Землей и Марсом резко отличаются.

Нет. Это несущественный фактор. Поток высокоэнергетических частиц слишком мал, чтобы вызвать трансмутацию существенного процента компонентов атмосферы.

Его столь низкое содержание по отношению к криптону и ксенону не может объясняться импактным событием, а именно диссипацией. Пусть хотя бы в начальный период, а не в нынешний, но только диссипацией.

Модель двухстадийной эволюции атмосферы этот факт объясняет прекрасно. Весь первичный неон подчистую диссипировал. Его просто не осталось совсем, чтобы существенно исказить изотопный состав вторичного, выделившегося из мантии на последующих стадиях эволюции планеты. Вторичный уже почти не диссипировал, но его исходно было мало.

Земля и Венера в силу большей массы полностью сохранили и первичный неон, отсюда и различие в его количестве.

Быть может, лучший, самый точный подсчет будет все-таки по аргону-40. Период полураспада калия-40 чуть больше миллиарда лет. Значит исходно Марс выделял обедненные аргоном газы, в то время, как на Земле и Венере недра через некоторое время должны были выбрасывать накопленного аргона-40 больше. По количеству аргона-40 я считал, что получается 2 бар атмосферы, а с учетом более обедненных аргоном начальных газов могло быть больше. С другой стороны, поверхность Марса могла выделить некоторое количество аргона вообще без выделения углекислоты...
В общем все вычисления очень оценочны, и вариации давления пока лежат от 1 бар минимум, до, возможно, 2-3 бар максимум.

Это видимо ближе к истине (оценки в литературе лежат в диапазоне 1 - 10 бар). Опять же эти цифры уже можно согласовать с отсутствием существенного изменения изотопного состава углерода. Т.е. это уже минимум на порядок больше 100 мб предполагаемых потерь.  А значит этот углекислый газ должен лежать (в основном в форме карбонатов) в литосфере планеты.

[AlexAV]

сновная проблема - Кориолис, да и начерта на Марсе нужен лифт, если он и на Земле не сильно нужен.

Ну на Земле что-то подобное строить вообще проблематично. Хотя бы за отсутствием материалов соответствующей прочности.

"Сир, на это есть пять причин. Во-первых у нас нет пороха."

[AlexAV]

А на Фобос как это повлияет? Есть гарантии что он не упадет на Марс?

Фобос с гарантией и так на Марс упадёт через несколько миллионов лет.

Хотя вероятнее ещё до этого приливные силы разорвут его.

[AlexAV]

Ещё о гидрологии раннего Марса.

http://www-mars.lmd.jussieu.fr/oxford2014/abstracts/head_oxford2014.pdf

Пишут, что цикл воды там (во время поздней Нойской эры) принципиально отличался от типичного для Земли и был больше похож на антарктические сухие долины.

Т.е. на большей части планеты осадков практически не было. Формирование же водных потоков, остатки которых можно наблюдать, связано прежде всего с горными оледенениями и имели ледниковое питание за счёт сезонных колебаний температур.

[AlexAV]

Хым....но высохшие русла древних рек на Марсе присутствуют в его средних широтах, на сухие арктические долины по географии не похоже совершенно.

Пишут, что зоны формирования долин связаны с высокогорными участками, где могли формироваться горные ледники.

Вот карта предполагаемой зоны формирования ледников поздней нойской и гесперийской эр (белым) и обнаруженные зоны формирования речных долин (голубым), а так же озёр (точками).

[AlexAV]

Не вопрос, но сами ледники возникали от круговорота воды в природе, то есть шли дожди/снег.

Конечно. Но своеобразный. Т.е. осадки видимо практически исключительно в виде снега (или даже скорее изморози), причём в низинах испаряемость сильно превосходит величину осадков. В результате грунт низин получается практически сухой. Т.е. тот объём осадков, которые выпадают в основном быстро сублимируют обратно. В высокогорье температура сильно ниже и испаряемость соответственно очень маленькая. В результате эти осадки там накапливаются в виде ледников. Ледники спускаются в низины, где в тёплый сезон подтаивают и формируют реки вода которых по мере спуска в низину постепенно испаряется и возвращается в цикл.

Т.е. картина несколько напоминает бессточные бассейны Средней Азии. Горные ледники тают, формируют реки, которые стекают на равнину и по мере течения по ней теряют воду в конце концов или уходят в песок или заканчиваясь озерами. Лишь с тем отличием, что на Марсе тогда было значительно холоднее.

[AlexAV]

Если я правильно понял логику статьи - марсианская вода вся на артезианской глубине?

Не совсем. Т.е. поверхностные воды (реки, озера) - всё-таки были. Правда климат всё равно далёк от курортного. Т.е. большая часть низин планеты - очень сухая и холодная пустыня с оазисами вдоль рек, стекающих с гор.

[AlexAV]

Как я понял они рассчитывали по предыдущей модели , но добавив влагу, (выбрав 0,4 бар-?),и если я правильно понял сленг из 30-40% нынешней светимости Солнца?

Где-то так. Только не 30%-40% процентов светимости солнца. А на эту величину меньше современной светимости Солнца (светимость солнца растёт на 10% каждый миллиард лет). Они всё же пытались описывать Марс поздней нойской эры, а солнце тогда было существенно слабее современного.

1. Вроде бы полагают Марс тогда иначе вращался?

Маловероятно, что здесь что-то кардинально изменилось. У Марса нет такого тяжёлого спутника как у Земли, который бы замедлял вращение, а солнечные приливы там совсем слабые.

2. Там не учтены иные газы.

С иными газами вопрос интересный. Вообще в плане гидрологии на марсе выделяется три периода.

Во время первого (пренойская и ранняя нойская эра) - наблюдается сильная водная эрозия по всей поверхности, т.е. есть указание на наличие дождей и жидкой воды повсеместно. Предположительно это связано с наличием каких-то дополнительных газов в атмосфере помимо углекислого, который обеспечивал очень сильный парниковый эффект. Самая распространённая версия - водород. Этот период соответствует времени катастрофической потери марсианской атмосферы.

Второй - поздняя нойская и гесперийская эра (именно им посвящена статья). Водная эррозия намного слабее ранненойской. В основном сосредоточена в руслах рек. Есть выходы оливинов (которые в присутствии жидкой воды очень быстро разрушаются). Т.е. жидкая вода была, но не повсеместно, а локально. Именно этому периоду посвящена статья. Других газов кроме углекислого с примесью азота в этот период быть уже не должно. По всей видимости в течении этого периода и более поздних (в отличие от пренойских и раненойских) диссипация атмосферы (в космос) была незначительна.

Третий - амазонийская эра. Жидкая вода на поверхности полностью отсутствует.

3. Я не заметил оценки особенности Марса меньшей гравитации, что должно вроде бы замедлять подъём газов и падения осадков.

Реальное ускорение свободного падения я думаю они всё же учитывали.

4. Игнорируют процессы приземного подъёма пара и его обратного осаждения росой/инеем.
(это очень важный фактор особенно для холодных полупустынь). А этот климат на земле вполне неплохо геологически описан и исследован для ледникового периода. Там было очень сухо, но холод не позволял выжечь солнцу растительность, травы питались инеем и росой, а вода накапливалась в ледяных жилах. 

Связь осадков с влажностью - одна из самых сложных проблем  климатических моделей. Вот здесь подозреваю на особую точность действительно рассчитывать не стоит. Т.е. более менее надёжно можно говорить о соотношении осадков и испаряемости, а вот точное количество осадков предсказывается плохо. Особенно если мы говорим об росе и инее.

[AlexAV]

травы питались инеем и росой, а вода накапливалась в ледяных жилах. 

Вообще иней и туман наблюдаются и на сегодняшнем Марсе. Сложно представит, чтобы их не было при большей плотности атмосферы (а значит несколько больших значениях температуры и влажности,  и при этом меньшей испаряемости). Если ксерофитным растениям в условиях холодного климата этого достаточно, то области, удалённые от речных долин, могут быть не так уж безнадёжны...

P.S. Климат гесперийской эры интересен тем, что это видимо лучшее, что реально можно воспроизвести на Марсе, по крайней мере, с опорой только на его собственные ресурсы. Здесь будет правда одно заметное отличие (правда со знаком плюс) - солнце с тех пор стало заметно ярче. 

[AlexAV]

Добавлю, что ксенон тяжело разогнать солнечным ветром из-за несопоставимой массы ксенона и протона.

Это неверно. Вы неправильно представляете собой взаимодействие солнечного ветра с атмосферой. Прямое столкновение частиц солнечного ветра с молекулами не играет никакой роли. Диссипация идёт за счёт вытягивания ионов индуцированным электрическим полем. Механизм крайне низкопроизводительный и для плотной атмосферы угрозы не представляет, но способен эффективно вытягивать всё вполть до ксенона, если атмосфера очень разреженная.

На Марсе атмосфера вторична, или, если хотите, третична, т.е. существует в нынешнем виде за счет столкновений с астероидами из соседнего пояса (и дегазацией пород), остаточного вулканизма в обозримом прошлом, и улетучивается сейчас, по видимому, примерно с той же скоростью, что и идет поступление новых газов.

Изотопный состав углерода в современной атмосфере Марса и в образцах ALH 84001 с точностью совпадает, что говорит, что по сколько нибудь значимой потери атмосферы за последние 4 млрд. лет не было. Это факт. Также факт, что все существующие модели диссипации и прямые измерения дают крайне небольшую величину современных потерь. Для такого вывода не существует никаких оснований.

На Меркурии, где 2-я космическая не намного ниже, сильнее солнечный ветер и реже столкновения, нет остаточного вулканизма.

Меркурий имеет уровень УФ в 13 раз превосходящий уровень на Марсе. Это предполагает совсем другие значения температур на экзобазе и вероятно потерю атмосферы в гидродинамическом, а не кинетическом режиме, а это совсем другая история (хотя не факт, это надо детально моделировать, может быть просто исходный объём дегазации там был очень мал, т.е. проблемы не с потерями, а с исходным количеством газа).

Т.е. атмосфера и не улетучивается очень быстро, но улетучивается полностью за геологически длительное время.

Вообще-то здесь надо не общими словами говорить, а приводить точные численные значения скорости потери атмосферы в кг/год. Эти значения кстати подсчитаны и выводы получаются прямо противоположными.

[AlexAV]

Итак, продолжу обсуждение диссипации, начатой было опять в соседней ветке. Вот относительно новые более точные данные от Кюриосити, подтверждающие теорию улетучивания.

Отдельно по Кюриосити. Полученные там данные показали нечто совсем другое. Они действительно свидетельствуют о заметном утяжелении первичного аргона, что говорит о его ощутимой потере. И при этом же совершенно полное совпадение изотопного состава по соотношению изотопов С13/12 в современной атмосфере Марса и в ALH84001. Т.е. картина получается следующая. Первые ~500 млн. лет шла катастрофическая потеря атмосферы, при которой он дошёл буквально почти до состояния луны (аргон на Марсе может теряться только по одному каналу - захват солнечным ветром, но чтобы процесс шёл, в атмосфере не должно остаться вообще ничего кроме аргона и других тяжёлых инертных газов). А далее атмосфера снова наполняется в результате дегазации и в промежутке от поздненойской эры до настоящего времени потери атмосферных газов в следствие диссипации незначительны.

Такая двухэтапная картина эволюции атмосферы Марса сейчас рассматривается как наиболее вероятная.

Причина этого достаточно тривиальна. Вот эволюция светимости Солнца в УФ диапазоне:

При современном уровне (и даже раз в шесть - десять большем) Марс удерживает атмосферу хорошо, а при усиление уровня УФ в двадцать-сто раз (что имело место в течении первых нескольких сотен миллионов лет существования планеты) начинается её быстрый распад. 

[AlexAV]

Комментарий модератора раздела

Флуд удалил. Тема посвящена геологии, геологической истории, перспективам колонизации и терраформирования Марса. Обсуждение уфологичеких вопросов здесь неуместно.

[AlexAV]

Вообще-то здесь надо не общими словами говорить, а приводить точные численные значения скорости потери атмосферы в кг/год.

Вот что дают современные кинетические модели:



И того от 8 до 74 моль/с или 0.128 - 1.2 кг/с (разброс связан с некоторой неопределённостью сечений элементарных процессов). За миллиард лет набегает 1 - 10 мбар/ млрд. лет. Такими темпами более-менее приличную атмосферу можно терять очень долго...

P.S. "Present study" здесь модель В.И. Шематовича и М.А. Крестьяникова от 2006 года из статьи которых таблица собственно и взята.

[AlexAV]

Не нашел этот отчет. И не понимаю почему 5 бар СО2 приведут к замерзанию Марса. В соответствии с вышеупомянутой статьей при давлении СО2 выше 40 кПа процесс вымораживания углекислоты на полюсах прекратится.

Была ссылка на очень интересное моделирование климата раннего Марса. Это статья F. Forgeta, R. Wordswortha, E. Milloura, J-B. Madeleinea, L. Kerbera, J. Lecontea, E. Marcqb, R.M. Haberlec "3D modelling of the early Martian Climate under a denser CO2 atmosphere: Temperatures and CO2 ice clouds."

Если кратко перечислить основные выводы, то получается, что у марсианской атмосферы (если она состоит из углекислого газа) возможны три различные состояния:
1) При давлении <300 мбар углекислый газ вымораживается на полюсах и Марс проваливается к современному состоянию, т.е. очень низкое атмосферное давление, выраженная широтная зональность, полярные шапки из сухого льда, существование жидкой воды на поверхности невозможно.
2) При давлении 300 мбар - 3 бар. Широтная зональность исчезает, зато появляется чётко выраженная высотная с горными ледниками, вымораживания углекислого газа не происходит, давление и температуры допускают существование жидкой воды на поверхности, но гидрологический цикл при этом близок к антарктическому (тот который наблюдается в сухих долинах).
3) При давлении углекислого газа >3 бар он начинает снова выпадать в виде сухого льда, роста парникового эффекта при этом не происходит, а температура начинает снова снижаться при увеличение его количества из-за роста альбедо.

Собственно отсюда вывод, что количество углекислого газа в в атмосфере Марса гесперийской эры было больше 300 мбар, но меньше 3 бар (наблюдаемые данные говорят, что климат тогда соответствовал второму варианту).

Если касаться вопроса перспектив терраформирования,  то отсюда вывод, что парниковая атмосфера с углекислым газом из Марса субтропики не сделает при любом давлении, лучшее, что может получиться - климат антарктических сухих долин и, возможно, приледниковой тундростепи  ледникового периода.

P.S. Есть косвенные указания, что в пренойской и ранненойской эре там было всё же существенно теплее, чем в вышеописанном случае. Единственное адекватное объяснения для этого феномена, которое было предложено - богатство ранней атмосферы Марса водородом, который очень сильно усиливает парниковый эффект. Естественно Марс водород удерживает очень плохо и этот период был достаточно коротким. Отчасти видимо этим же объясняется сильная потеря первичных инертных газов Марсом (водород марс теряет по гидродинамическому механизму, при этом возникает ток вещества в верхней атмосфере, который может увлекать и атомы тяжёлых газов, которые в обычных условиях не терялись и могли бы сохраняться в атмосфере геологически долго).

[AlexAV]

поподробнее, почему после 3 бар углекислота снова вымораживается? Это как то связано с зависимостью   температуры плавления и кипения от давления? Но ведь 3 бар - это по толщине как 9 атмосфер, парниковый эффект будет огого! Как минимум положительные температуры.

Парниковый эффект от концентрации зависит не линейно, а только логарифмически (центры линей насыщены при высоких давлениях, а уменьшение росселанда ИК идёт только за счёт её крыльев). Зато при росте давления появляются условия, когда на уровне тропопаузы начинает возникать облачность из сухого льда, что ведёт к резкому росту альбедо, падению температуры и осаждению углекислого газа уже и на поверхности. Т.е. углекислый газ в условиях Марса может быть как парниковым, так и антипарниковым газом в зависимости от давления.

Выше приводилась таблица УФ излучения Солнца от возраста. Ну во первых, это все таки теория, не достоверно ивестны точные цифры.

Сейчас известно много звёзд всех возрастов, так что эти значения получены по наблюдаемым данным и вполне достоверны.

Особенно, если учитывать, что жидкая гидросфера существовала дольше, когда и УК излучение было выше уже не в 95, а лишь в несколько раз.

Нет никакой нестыковочки. Диссипация атмосферы в изменение климата с гесперийского на амазонийский не играла вообще никакой роли (изотопный состав углерода в ALH 84001 и современной атмосфере Марса тому подтверждение). Вот захоронение в карбонаты - это действительно существенный фактор.

Поэтому одной лишь активностью солнца в начале существования не доказывается долговечность сегодняшней атмосферы.

Правильно. Она доказывается результатами точных кинетических расчётов и прямых измерений космическими аппаратами. И здесь результаты вполне однозначные.

По моему мощность нынешней атмосферы очень неплохо может объясняться не остаточностью от былой атмосферы, а следствием столкновений Марса с астероидами.

В условиях Марса столкновения ведут не к накоплению газа, а к его диссипации. Т.е. астероид выбрасывает в межпланетное пространств при статистически типичной траектории столкновения больше вещества, чем приносит. На самом деле это один из достаточно существенных механизмов утраты первичной атмосферы Марса (правда достаточно эффективным он был только в период поздней тяжёлой бомбардировки, после крупные столкновения очень редки).

Но если улетучивание атмосферы  последние пару миллиардове лет незначительное, что столкновения с астероидами должно было бы привести к более мощной атмосфере, чем имеется, и плюс Олимп, который потух относительно недавно. газы накапливались быстрее, чем улетучивались..

Астероиды играют статистически только в минус, вулканизм там в амазонийской эре был незначителен, а вот захоронение в карбонаты даже в относительно сухих условиях современного Марса хоть медленно, но продолжалось (в гесперийской и амазонийской эре этот фактор куда важнее диссипации в космос).

[AlexAV]

Нет никакой нестыковочки. Диссипация атмосферы в изменение климата с гесперийского на амазонийский не играла вообще никакой роли (изотопный состав углерода в ALH 84001 и современной атмосфере Марса тому подтверждение). Вот захоронение в карбонаты - это действительно существенный фактор.

А карбонатов на Марсе нашли весьма и весьма много. Вот данные Феникса:

Carbonates are generally products of aqueous processes and may hold important clues about the history of liquid water on the surface of Mars. Calcium carbonate (approximately 3 to 5 weight percent) has been identified in the soils around the Phoenix landing site by scanning calorimetry showing an endothermic transition beginning around 725°C accompanied by evolution of carbon dioxide and by the ability of the soil to buffer pH against acid addition. Based on empiricalkinetics, the amount of calcium carbonate is most consistent with formation in the past by the interaction of atmospheric carbon dioxide with liquid water films on particle surfaces.

Этого достаточно чтобы захоронить количество углекислого газа эквивалентного давлению 0,7 - 5 бар (в зависимости от предположений о мощности осадочных пластов). При этом оценки первичного объёма дегазации на Марсе дают величину объёма углекислого газа, выделившегося при вулканизме за всю его геологическую историю, как величину ~ 1 бар. Т.е. здесь баланс более-менее сходится.