Bi lahko pili vodo z Marsa?

Nazaj

Poglej/poslušaj na

Moderna opazovanja Marsa segajo v začetek 17. stoletja, ko je italijanski astronom Galileo Galilei prvikrat obrnil svoj preprost teleskop proti rdečemu planetu septembra leta 1610. Galilejev teleskop še ni bil dovolj močan, da bi z njim lahko razločil kakšne podrobnosti na
planetovem površju. Prvi je o tem poročal leta 1644 Daniello Bartoli, ki je opazil dve temni lisi na Marsovem površju. Nizozemski astronom Chrisitaan Huygens je novembra leta 1659 naredil prvo skico Marsovega površja na kateri je bilo prikazano temno območje, danes poznano kot Syrtis Major Planum, verjetno pa je videl tudi polarne kapice. Huygens je še istega leta izmeril rotacijski čas Marsa, ki znaša približno 24 ur. Pozneje je med leti 1777 in 1784 William Herschel poročal, da se velikost polarnih kapic spreminja s časom. To je pripisal temu, da se vsaka kapica približno pol leta nahaja v temi (to je ekvivalent polarne noči na Marsu) in v tem času njeno površje naraste.

Kakšno stoletje pozneje, leta 1862, je angleški astronom Norman Lockyer prvikrat opazoval oblake na Marsu. Angelo Secchi je leta 1863 naredil prve barvne skice Marsa in poročal o linearnih strukturah na njegovem površju, ki jih je krstil za kanale. Leta 1877 je Giovanni
Schiaparelli spet opazil podobne strukture. Že leta 1895 je angleški astronom Edward Maunder posumil, da je šlo za optično prevaro zaradi zelo omejene ločljivosti Shiaparellijevega teleskopa. Te ”kanale” je opazilo še nekaj astronomov, med drugimi Percival Lowell, ki je leta 1864 izdal knjižno uspešnico o življenju na Marsu. Število “kanalov” se je nato zmanjševalo nekako sorazmerno z rastjo teleskopov in po letu 1909 jih več niso opazili.

Ugibanja o tem, ali je na Marsu prisotna voda obstajajo že od takrat, ko so prvič opazili polarne kapice na njem. Cassini je predpostavil, da kapice sestavlja vodni led. Konec 19. stoletja so astronomi že govorili o tem, da gre za zamrznjen ogljikov dioksid, CO₂. Danes vemo, da je to pretežno res, čeprav na severnem polu obstaja permanenten vodni led.
Kar malo ironično je, da so vesoljske sonde, ki so bile poslane na Mars dejansko odkrile nekakšne kanale, le da ti niso narejeni umetno, temveč so struge, po katerih je nekoč tekla voda. Mariner 9 nam je leta 1971 poslal slike Marsovega površja, na katerih so bile globoke doline, ki jih je izdolbla voda, jezera ter rečne delte. Obstajajo celo dokazi o tem, da je na južni Marsovi polobli nekoč deževalo in da je verjetno obstajal celo globalen ocean. Seveda so znanstveniki takoj posumili na možnost, da je nekoč na Marsu obstajalo tudi življenje, saj je bil v preteklosti izpolnjen osnovni pogoj zanj, tekoča voda.
Naslednje veliko vprašanje pa je bilo, ali na Marsu še danes obstaja tekoča voda. Nihče sicer ni pričakoval rek, jezer ali morij. Čista voda na Marsu ne more obstajati v tekoči obliki, saj so temperature tam prenizke, pa tudi atmosfera je preredka, kar bi povzročilo takojšnje izparevanje vode (sublimacijo). Toda, če bi tališče vode na tem planetu nekako znižali za nekaj deset stopinj, bi tekoča voda lahko bila realnost.

Zgodba o dokazih o vodi na Marsu se začne leta 2011, ko je skupina znanstvenikov iz ZDA predložila prve dokaze o njej na podlagi posnetkov narejenih s sondo Mars Reconnaissance Orbiter (MRO). Znanstveniki so poročali o ponavljajočih se linearnih strukturah (recurring slope lineae, RSL), ki so jih opazili na določenih predelih na Marsu. To so bila območja, ki so na posnetkih bila do 40 % temnejša od površja v okolici. Te strukture v dolžino merijo do nekaj 100 metrov, v širino pa med 0.5 metra do 5 metrov. Pojavljajo se na strmih pobočjih (> 25 %) in sicer takrat, ko je na Marsu pozna pomlad ali poletje in se temperature gibljejo med -23 do +27 stopinj Celzija. Na nekaterih posnetkih je bilo lepo vidno, da se lahko posamezna struktura razcepi v dve ali več struktur in obratno, da se nekatere strukture združijo v eno samo. Njihove dolžine lahko v enem dnevu narastejo do 20 metrov. Največ jih je bilo najdenih na geografskih širinah med 18^o južno in 19^o severno in sicer
na pobočjih, ki so obrnjena proti ekvatorju. Ameriški znanstveniki so v članku leta 2011 poročali le o 7 območjih na Marsu, kjer so bile te strukture zanesljivo identificirane. Njihova interpretacija je bila, da gre za vodno raztopino nekaterih soli, predvsem magnezijevega, natrijevega in kalcijevega klorata, pa tudi železovega sulfata. Te soli lahko znižajo tališče vode do 70 stopinj Celzija ter zmanjšajo sublimacijo vode za deset krat.

Leta 2016 je taista skupina znanstvenikov objavila še ključni članek, v katerem so potrdili kemično sestavo struktur RSL. V tej študiji so se znanstveniki omejili na RSLje v treh kraterjih: Horowitz, Palikir in Hale, ter v območju Coprates Chasma. Slika 3 prikazuje RSL jev kraterju Horowitz. Znanstveniki so se svojem delu oprli tako na fotografije marsovega površja, ki jih je posnel inštrument High Resolution Imaging Science Experiment (HiRISE) kot tudi na spektroskopske podatke
inštrumenta Compact Reconnaisance Imaging Spectrometer for Mars (CRISM) na krovu sonde MRO.

Metoda, ki so se je poslužili, se imenuje spektroskopija. Le-ta deluje po sledečem principu:
če svetlobo, ki prihaja z nekega telesa razcepimo na različne valovne dolžine, temu pravimo svetlobni spekter. Če analiziramo spekter svetlobe, ki se odbije z neke površine, lahko določimo kemično sestavo odbojnega površja. Vsaka snov namreč nekoliko spremeni lastnosti svetlobe, ki se od nje odbije. Po navadi različne kemične spojine oz. elementi absorbirajo del svetlobe pri natančno določenih valovni dolžinah. V spektru pri teh valovnih dolžinah svetloba manjka in to opazimo kot temne lise v drugače bolj ali manj zveznem spektru, ki jim pravimo absorpcijske črte (primer svetlobnega spektra z absorpcijskimi črtami je prikazan na sliki 4). Če izmerimo valovne dolžine pri katerih se te črte pojavijo, lahko rezultate meritev primerjamo s primerjalnimi spektri, ki so bili narejeni v laboratoriju in tako ugotovimo za katero snov gre.
Znanstveniki so bili na lovu za absorpcijskimi črtami v spektrih CRISMa in sicer v razponu med približno 1.4μm ter 2.5μm. Čista voda ter solne raztopine namreč absorbirajo pri valovnih dolžinah ~1.4μm, ~1.9μm (tanke absorpcijske črte) in ~3.0μm (široka absorpcijska črta). Same solne raztopine pa še dodatno absorbirajo v razponu valovnih dolžin med ~1.7μm in ~2.4μm.

Slika 5d prikazuje odbojnost delov površja, ki so označeni na sliki 5a in se nahajajo v kraterju Palikir. Tam, kjer se ta odbojnost nenadoma zmanjša, bi v spektru opazili absorpcijske črte. Le-te so bile izmerjene pri valovnih dolžinah ~ 1.48μm, 1.91μm ter ~3μm in sicer proti koncu južnega poletja. Te črte nakazujejo na obstoj vodnih raztopin magnezijevega, kalcijevega ter natrijevega klorata. Podobne spektre so znanstveniki izmerili še na preostalih treh območjih. S tem so nedvomno potrdili tezo, da strukture RSL nastanejo zato, ker se v toplih obdobjih po njih pretaka slanica, torej vodna raztopina različnih soli, to pa pomeni obstoj tekoče vode na Marsu.

Na koncu se lahko vprašamo, kam vodi to odkritje. Avtorji v svojih člankih omenjajo, da na enem najbolj suhih predelov na Zemlji, v puščavi Atacama, obstajajo območja, kjer se pretakajo podobne slanice v katerih živijo mikroorganizmi. To daje upanje, da bi se na Marsu lahko dogajalo isto. Seveda obstaja ena pomembna razlika med Marsom in Zemljo. Na Marsu so temperature dovolj visoke le nekaj mesecev v letu, potem pa padejo globoko pod ničlo. Ni še jasno, če bi mikrobi lahko preživeli pri tako nizkih temperaturah in v zelo redkem Marsovem ozračju. Odgovore na ta vprašanja bodo morale dati misije, ki se bodo na Mars odpravile v bodoče, med njimi se bo na planetovo površje čez nekaj let spustil rover ExoMars.

Ta članek je bil prvič objavljen v biltenu Astronomskega društva Kmica “Astronomi v Kmici – osemnajstič“