Поверхностные воды сейчас или в недавнем прошлом

 

В 2000 г. с помощью спутника «Марс Глобал Сервейор» на Марсе были открыты овраги. Это небольшие V-образные структуры, находящиеся на краях каньонов, русел и кратеров. Пример таких образований приведен на рис. 5.9(г). Овраги и смежные с ними территории имеют настолько свежий вид, что их должны были породить потоки не ранее чем несколько миллионов лет назад, а может быть ещё позднее, и, возможно, врезание оврагов ещё продолжается. Вероятным источником текущей воды, возможно, было весеннее таяние снега в подошве тонкого слоя накопившихся за зиму отложений, где жидкая вода могла образоваться под защитой вышележащей снежной толщи. Более поздней весной исчезал остальной снег и овраги обнажались. В другом варианте развития событий, по крайней мере, некоторые из оврагов образованы потоками воды, выделившейся из подпочвенных отложений льда, возможно при поступлении тепла от магмы. Или же основной причиной могли стать колебания в наклоне оси вращения Марса (разд. 5.1.1). Если угол наклона превышает приблизительно 45°, полюса летом получают достаточное количество тепла, так что водяной пар, образующийся из подпочвенного льда, может поступать в атмосферу, вызывая заметное повышение атмосферного давления и температуры. Тогда залегающие на небольшой глубине ледяные отложения могут оттаивать и вытекать на поверхность, прорезая в ней овраги. Последний раз наклон оси вращения был больше 45° примерно миллион лет назад. В совершенно ином сценарии образование оврагов связано вовсе не с водой, а с СО₂, быстро выделяющимся весной в виде газа. Как это ни странно, но абсолютно не видно старых размытых или разрушенных оврагов – все они кажутся сравнительно молодыми образованиями.

Подтверждение тому, что вблизи марсианской поверхности имеется много воды, было получено в 2002 г. благодаря данным гамма-спектрометра и двух нейтронных спектрометров, установленных на спутнике «Марс Одиссей». Из атомов вещества, слагающего верхний метровый слой марсианской поверхности, нейтроны выбиваются космическими лучами – приходящими из космоса быстрыми заряженными частицами. Некоторые из вылетевших нейтронов непосредственно достигают орбитального аппарата, другие – непрямым путём, и всё же они сталкиваются с атомами вещества, что приводит к эмиссии гамма-лучей, часть которых также улавливается приборами спутника. Энергия гамма-квантов характеризует атомные ядра, которые их испускают, благодаря чему мы можем узнать, к каким элементам относятся эти атомы. Тщательный анализ данных трёх спектрометров показывает, что на небольшой глубине залегает слой, обогащённый водородом, причём по мере увеличения географической широты он всё больше приближается к поверхности. Он присутствует глубже чем примерно 1 м в средних широтах и глубже 0,3 м в полярных областях. Как раз ниже таких глубин может устойчиво существовать замёрзшая вода. Поэтому представляется вероятным, что водород входит в состав молекул воды – в лёд, на который приходится около половины всего объёма материала, находящегося на этих глубинах, в средних широтах и до 90% его в высоких широтах. Данные спектрометров позволяют сделать также вывод, что в интервале от средних до экваториальных широт, где лёд залегает слишком глубоко, вне досягаемости космических лучей, всё еще присутствует какой-то водород. Если это так, то он, вероятно, химически связан с такими минералами, как глины, в виде молекул Н₂О или как ОН. Результаты наблюдений в ближней инфракрасной области спектра с помощью Космического телескопа «Хаббл» также указывают на то, что по крайней мере на некоторых участках марсианской поверхности присутствуют минералы, в состав которых входит вода или группа ОН.

Таким образом, вблизи поверхности Марса, по-видимому, имеется много воды, которая бóльшую часть времени, очевидно, пребывает в форме льда.

А теперь посмотрим, что удалось узнать, проведя исследования непосредственно на марсианской поверхности?

 

5.1.6. Марсианская поверхность по данным спускаемых аппаратов

 

До 2003 г. пять космических аппаратов произвели мягкую посадку на поверхность Марса. В 1971 г. по программе космических полётов АМС «Марс-2» и «Марс-3», запущенных СССР, поверхности планеты достигли два спускаемых аппарата, но «Марс-2» потерпел аварию при посадке, а «Марса-3» по прошествии 20 секунд неожиданно прекратил передачу информации. В 1976 г. НАСА запустило на орбиты вокруг Марса космические зонды «Викинг-1» и «Викинг-2», и каждый из них благополучно доставил на его поверхность спускаемый аппарат. В 1997 г. также с успехом осуществил мягкую посадку аппарат НАСА «Пасфайндер». Из трёх успешно выполнивших свои миссии посадочных модулей только у «Викингов-1 и -2» непосредственной целью были поиски жизни (подробнее об этом в разд. 5.3.2).

Посадочные блоки «Викингов» достигли поверхности в разных районах северного полушария на территории низменных равнин (рис. 5.5). С обеих площадок открывался в целом сходный вид – слабо холмистый ландшафт, где на покрытой пылью поверхности разбросаны валуны размером 0,01–1 м, большинство которых, вероятно, были выброшены из ближайших кратеров, образовавшихся при ударе метеоритов. Там и сям можно видеть выходы коренных пород. Фотометрические измерения, которые с довольно ограниченным разрешением удалось выполнить при помощи телекамер, установленных на посадочных модулях, показали, что эти валуны, возможно, состоят из базальта. В месте посадки «Викинга-2» часть поверхности по виду напоминает специфическую твёрдую корку, встречающуюся на земле в засушливых областях, где она образуется в результате склеивания пылевых частиц материалами, осаждающимися в лужах при испарении из них воды. На Марсе в настоящее время вода могла бы просочиться на поверхность из глубины или появиться при таянии многолетней мерзлоты. На фото 15 представлен вид с посадочного блока «Викинга-2», где горизонт находится на расстоянии примерно 3 км. Обратите внимание на иней в зоне тени, отбрасываемой валунами. (Цветного фото не будет, текст заменяем на:)

На фото, полученных посадочными блоками «Викингов» в зимний период, в тени валунов виден иней. Его тонкой слой, толщиной в доли миллиметра, вероятно, сложен замерзшей водой, поскольку температура была выше точки замерзания CO₂.

 

В обоих местах посадки были отобраны и проанализированы образцы пыли. Полученные результаты совместимы с орбитальными спектрометрическими данными, касающимися светлой пыли. Относительные распространённости химических элементов и изотопов, а также разрозненные данные других наблюдений согласуются с составом глин, обогащённых магнием и железом. На Земле подобные глины образуются при действии воды на базальты с большим содержанием железа и магния, и на обеих планетах такие базальты должны встречаться в составе излившихся из вулканов лав. Присутствие в пыли большого количества железа в результате окисления (за счёт какого-то неизвестного процесса) приводит к образованию гематита Fe₂O₃, что придаёт Марсу его красноватый оттенок. Пыль в местах посадки богата также серой; возможно, это результат оставшихся после испарения воды сульфатов. Действия воды можно ожидать и при образовании карбонатов, и хотя на посадочных аппаратах не было средств для их обнаружения, инфракрасный спектрометр, установленный на КА «Марс Глобал Сервейор», показал, что они довольно широко распространены на марсианской поверхности.

Рис 5.10

«Пасфайндер» опустился на поверхность Марса вблизи устья длинного сухого русла, называемого Долиной Арес (рис. 5.5). Вид с места посадки на запад показан на рис. 5.10. Два пика на горизонте – Твин-Пикс (Близнецы) – имеют высоту 30–35 м. Хотя со времени последнего вытекания потока из Долины Арес могло пройти уже 2 млрд. лет, свидетельства обильного истечения всё ещё в большом количестве присутствуют в виде таких деталей рельефа, как гребни, впадины, а также удалённый остров обтекаемой формы. Об этом же говорят и валуны – ассортимент их типов, распределение по размерам, окатанность некоторых из них и то, как они подчас примыкают друг к другу. Некоторые валуны дальше к югу от Твин-Пикса, по-видимому, имеют слоистое строение, что говорит об отложении осадков. Поверхность покрывает точно такая же пыль, как и в местах посадки «Викингов». Светлая пыль встречается чаще, чем тёмная. Последняя обнаруживается главным образом в тех местах, где ветры привели к сдуванию более мелкой светлой пыли. Атмосферная пыль содержит маггемит – оксид железа, который на Земле выпадает в осадок из воды, богатой соединениями железа [Маггемит (от магнетит и гематит) –минерал темно-бурого цвета, магнитная модификация окиси железа Fe₂O₃. – Прим. ред. ].

В программу запуска КА «Пасфайндер» (Следопыт) входила доставка на поверхность Марса автоматического самоходного аппарата размером с портфель, названного «Соджорнер» (Проезжий, или Турист). Он несколько раз отъезжал от «Пасфайндера» максимум на 12 м и измерял относительные содержания элементов на поверхности шести валунов – посадочные блоки «Викингов» могли выполнять такие анализы только на пыли. Кроме этих анализов проводились фотометрические измерения в области длин волн от 0,44 до 1,0 мкм, причем в большем количестве спектральных диапазонов, чем это делали приборы «Викингов». Некоторые валуны не имеют базальтового состава, но содержат меньшие доли железа и магния, что в какой-то степени напоминает некоторые участки континентальной коры Земли (разд. 2.1.2). Как и на Земле, это, возможно, было результатом частичного плавления базальтовых пород. В целом, состав марсианских валунов и пыли соответствует базальтам – породам вулканического происхождения, в ряде случаев видоизменённым последующим частичным плавлением и воздействием воды.

Небо в местах трёх посадок обычно представлялось молочно-красными, что было вызвано атмосферной пылью. Когда содержание пыли было мало и особенно в направлениях близких к зениту небо было тёмно-синего цвета.

 

5.2. Марс в прошлом

 

В предыдущих разделах было показано, что сейчас обстановка на Марсе, по-видимому, отличается от той, что была в прошлом, в частности, когда-то климат там мог быть более тёплым и влажным. Какой бы ни была вероятность наличия жизни на нём сегодня, это повышает шансы того, что в прошлом условия на Марсе были более благоприятными для обитания живых организмов.

 

5.2.1. Три эпохи марсианской истории

 

Как уже говорилось, исходя из плотности ударных кратеров можно сделать вывод, что южное полушарие древнее северного. На основе этих данных история Марса разделена на три эпохи. Самая ранняя – Нойская эпоха. Она определяется теми поверхностями, на которых плотность кратеров близка к насыщению, т. е. в среднем возникновение одного нового кратера должно приводить к исчезновению одного существовавшего до него (см., например, рис. 5.6 внизу справа). За этой эпохой следует Гесперийская. На поверхностях, соответствующих этой эпохе, плотность кратеров невелика. Следующая за ней Амазонская эпоха характеризуется поверхностями с очень малым количеством кратеров (например, рис. 5.7). Амазонская эпоха продолжается по сей день. Большая часть южного полушария относится к Нойской эпохе. Остальная поверхность этого полушария и часть северного – к Гесперийской.

Об абсолютном возрасте границ между этими эпохами мы почти ничего не знаем. Мы вынуждены опираться на данные по Луне, где датировка поверхностей с различной плотностью кратеров проводилась исключительно с применением радиоизотопных методов. Эти данные нелегко отнести к Марсу из-за различия в силе тяжести, близости Марса к поясу астероидов, иному характеру поверхности и более высокой скорости деградации кратеров на Марсе. Различные модели дают разные возрасты. Нойская эпоха явно охватывает период интенсивной бомбардировки, происходившей в Солнечной системе на ранней стадии её существования и резко ослабевшей на Луне 3,9 млрд. лет назад. Но даже зная это, мы можем приписать границе между Нойской и Гесперийской эпохами Марса возраст в диапазоне 3,5–3,8 млрд. лет. В течение двух других эпох происходила гораздо более слабая бомбардировка, которая приходится на период после окончания интенсивной бомбардировки. Гесперийско-Амазонская граница, по-видимому, приходится на время примерно в интервале между 1,8 и 3,5 млрд. лет назад (рис. 5.11).

 

Рис 5.11

 

 

5.2.2. Атмосферные изменения на Марсе

 

Сети долин (разд. 5.1.5) сконцентрированы в Нойских районах южного полушария и небольшое их число приходится на Гесперийскую эпоху. Отсюда следует, что в основном они образовались на очень раннем этапе марсианской истории. В то время атмосферное давление и температура, возможно, были достаточно велики, так что жидкая вода могла бы устойчиво существовать на большей части поверхности Марса. Это определённо указывает на то, что условия, подходящие для формирования таких долин, исчезли вскоре после начала Гесперийской эпохи. В частности, уже не было обильных ресурсов жидкой воды, которые поддерживали бы присутствие достаточных запасов грунтовых вод. Это вполне могло быть связано с более низкими температурами и большей разрежённостью атмосферы. Дополнительно это подтверждает гораздо более сильная эродированность нойских кратеров по сравнению даже с древнейшими гесперийскими.

Какого рода атмосферой мог обладать Марс в Нойское время? Одним из важных факторов является то, что когда Солнце вступило на стадию главной последовательности, его светимость составляла лишь около 70% от современной, и что даже к концу Нойской эпохи она возросла лишь примерно до 75% (рис. 4.2(б)). При этом для достижения минимальной средней температуры поверхности порядка 0 °С, при которой вода в жидкой фазе может быть на ней достаточно широко распространена, на том расстоянии от Солнца, где находится Марс, требуется сильный парниковый эффект. Он мог иметь место в безводной атмосфере при давлении СО₂ минимум около 10⁵ Па, что примерно в 180 раз превышает современное содержание этого газа в атмосфере. Существенно, что облака СО₂, которые должны были формироваться на Марсе, не способствовали похолоданию. Так, может быть, их и не было? Выше было показано, что крошечные кристаллики замёрзшего СО₂, содержащиеся в высотных облаках, должны были вносить свой вклад в парниковый эффект, рассеивая инфракрасные волны и направляя их обратно к марсианской поверхности. Это по крайней мере могло скомпенсировать похолодание, вызываемое отражением этими облаками солнечного излучения обратно в космическое пространство. Какое-то количество водяного пара могло присутствовать в атмосфере, что тоже несколько усиливало парниковый эффект; в результате требование к содержанию СО₂ понижается почти вдвое. И оно ещё сильнее понижается из-за возможного наличия в атмосфере других парниковых газов, например NH₃ или СН₄.

Если в Нойскую эпоху жидкая вода действительно в достаточном количестве имелась на поверхности, это могло бы активизировать удаление из атмосферы СО₂ путём химического выветривания горных пород с образованием карбонатных пород за довольно короткий временной интервал в 10 млн. лет. Кроме того, в марсианскую атмосферу врывались метеорные и более крупные тела, приводя к выбрасыванию газов в окружающее пространство. Малая сила тяжести на Марсе облегчала такой процесс эрозии, который был значительным в период интенсивной бомбардировки в Нойскую эпоху. Для поддержания атмосферы нужно было, чтобы при вулканических извержениях и образовании ударных кратеров карбонаты распадались и СО₂ достаточно быстро возвращался в атмосферу. Используя вероятные модели этих конкурирующих процессов, мы приходим к выводу, что атмосфера должна была сохраняться на протяжении всей Нойской эпохи. Поэтому можно считать, что в то время атмосфера Марса была более плотной и имела более высокую температуру.

Характерная для Нойского времени метеоритная бомбардировка также должна была приводить к увеличению содержания воды в атмосфере. Ударяющие тела сами с большой вероятностью были богаты водой, а тепло, выделявшееся при ударах тел с поперечником 100 км и более, высвобождало эту воду, а также ту, которая находилась под поверхностью Марса. Возможно даже, что в промежутках между ударами крупных тел температура на планете была очень низка и вода не могла находиться на поверхности в жидком состоянии. В таком случае атмосфера в Нойскую эпоху лишь эпизодически могла иметь достаточную массу, чтобы поддерживать присутствие воды в жидкой фазе.

Предполагается, что с конца Нойской эпохи всё время происходила потеря атмосферы. Вероятно, основной причиной было ослабление геологической активности, чего следует ожидать для планеты небольшого размера при её охлаждении, несмотря на то, что по окончании интенсивной бомбардировки ослабли процессы, связанные с ударным кратерообразованием [В частности, уменьшилось поступление воды, способствовавшей удалению углекислого газа из атмосферы. – Прем. ред. ]. Возвращение в оборот СО₂ из карбонатов происходило тогда очень медленно, вследствие чего содержание его в атмосфере падало. Таким образом, большая часть первоначального СО₂ попала в состав карбонатов. Дальнейшие потери были связаны с медленной, но неуклонной утечкой в космос, облегчавшейся низким ускорением силы тяжести на Марсе. Для ухода в космос нужно было, чтобы вблизи верхней границы атмосферы скорость молекулы достигала величины, равной скорости убегания (уравнение (4.2)). Такая скорость могла приобретаться разными путями, в том числе при соударениях с заряженными частицами, образующими солнечный ветер. Если когда-то у Марса было заметное магнитное поле, которое он затем потерял, тогда эрозия частицами солнечного ветра могла после этого возрасти.

Обнаружение карбонатов на марсианской поверхности КА «Марс[V. G.2] Глобал Сервейор» (разд. 5.1.6) подтверждает ту точку зрения, что часть СО₂ из атмосферы Марса действительно перешла в поверхностные отложения. Эти карбонаты широко распространены на Марсе. К тому же, вероятно, в одних только полярных шапках содержится гораздо больше СО₂, чем в современной атмосфере, и нельзя исключить также глубинные залежи карбонатов в полярных областях. Почти не приходится сомневаться в том, что преобладающая часть СО₂ потеряна марсианской атмосферой, так как перешла в поверхностные отложения или высвободилась в космос. То же самое можно сказать о значительной доле исходно присутствовавших в изобилии других летучих веществ, среди которых вода и N₂.

Имелись ли когда-либо на Марсе океаны или большие озёра? По-видимому, нет. Из таких больших объёмов воды к сегодняшнему дню образовались бы структурные бассейны, где были бы сконцентрированы карбонаты, скажем в виде известняка, причём эта же концентрация сохранилась бы на поверхности. Однако карбонаты, обнаруженные КА «Марс Глобал Сервейор», не сконцентрированы в виде бассейнов, а следовательно, нельзя делать вывод, что жидкая вода была широко представлена на марсианской поверхности. Это может означать, что любой период более тёплого и более влажного климата в рамках Нойской эпохи был бы лишь небольшим улучшением существующих сегодня условий.

 

5.3. Поиски жизни на Марсе

 

Поскольку в Нойскую эпоху на Марсе мог быть более тёплый и влажный климат, условия там были бы пригодны для обитания, притом, если исходить из истории существования жизни на Земле, в течение периода, достаточно долгого для появления одноклеточных организмов. Появились ли они? Можно ли найти их ископаемые остатки? Даже сегодня на не такой уж большой глубине под поверхностью имеется вода, а глубже примерно километра она должна быть жидкой. На Земле есть организмы, живущие в земной коре на таких глубинах (разд. 2.5.2). Относится ли то же самое к сегодняшнему Марсу?

 

5.3.1. До космической эры

Рис 5.12

Вера многих учёных в то, что тёмные области на Марсе, вероятно, покрыты растительностью, восходит к 1860-м годам. А к концу XIX в. некоторые астрономы считали, что жизнь на Марсе эволюционировала гораздо дальше растительности и что там существует биологический вид, развитый в технологическом отношении. Наиболее известным поборником этой идеи был американский астроном Персиваль Ловелл. Начиная с 1894 г. в своей обсерватории во Флагстаффе (штат Аризона) он сделал тысячи рисунков Марса, нанеся на них множество тонких линий (рис. 5.12), которые он считал орошаемыми полосками суши, соответствующими путям каналов, восполняющих скудные запасы воды. Ещё раньше итальянский астроном Джованни Вирджинио Скиапарелли наблюдал Марс в обсерватории Брера в Милане во время великого противостояния 1877 года и начертил прямые линии, которые назвал каналами без всякого указания на то, что они якобы имеют искусственное происхождение. Большинство астрономов в то время тоже считали, что эти линейные структуры образовались естественным путём, а многие наблюдатели вообще не смогли их увидеть! Во время великого противостояния 1909 г. большинству наблюдателей не удалось подтвердить существование каналов, и многие стали считать их произведением человеческого сознания, связанным с наблюдениями на пределе возможностей зрения. Эта точка зрения получила подтверждение гораздо позднее с помощью космических аппаратов, которые показали, что каналы и связанные с ними тёмные полосы не существуют.

Свидетельства того, что тёмные области покрыты растительностью, казались более убедительными и подкреплялись результатом сделанных в 1964 г. с Земли измерений атмосферного давления, которое оказалось равным 2500 Па, что достаточно для существования жидкой воды в диапазоне температур 0–20 °С. Но затем в 1965 г. данные «Маринера-4» заставили признать, что тёмные области не имеют никакого отношения к растительности. Поэтому более обоснованным стало казаться мнение небольшого числа учёных, считавших, что упомянутые структуры обусловлены минеральными различиями (разд. 5.1.4).

 

5.3.2. Посадочные блоки «Викингов»

Рис 5.13

До 2003 г. только посадочные блоки «Викингов-1 и -2» были специально нацелены для поиска жизни на Марсе. В 1976 г. они прибыли в разные точки поверхности планеты в пределах низменных равнин, расположенных в северном полушарии (рис. 5.5). Вид, открывшийся перед фотокамерой второго посадочного модуля, представлен на фото 15, а вид с другой камеры – на рис. 5.13. Ни одна из камер за несколько лет своей работы не обнаружила никаких макроскопических форм жизни, ни даже признаков их деятельности, но в каждом из этих мест были также взяты пробы вещества поверхности, и на рис. 5.13 виден след от сделавшего это ковша. Образцы были перенесены в посадочный блок и подверглись четырём исследованиям: три из них были специфически биологическими и основывались на допущении, что на Марсе, как и на Земле, в состав организмов входят главным образом сложные соединения углерода и жидкая вода; четвёртым был более общий химический анализ.

В эксперименте по газообмену образец помещался в камеру и увлажнялся водным раствором питательных веществ, который стал известен как «куриный бульон»! Если бы какие-либо марсианские организмы усваивали эти питательные вещества, то в имитируемой в камере марсианской атмосфере должны были произойти некоторые изменения. Земные организмы вызвали бы изменения в количествах О₂, СО₂ или СН₄, так как у них происходит обмен веществ. Анализ атмосферы проводился с помощью газового хроматографа. В эксперименте "Меченый выброс" питательные вещества, которые вводились в марсианский образец, были помечены путём замены части атомов углерода ¹²С на изотоп ¹⁴С. Это радиоактивный изотоп, и поэтому любой тип дыхания, характерный для марсианских организмов и приводящий к выделению, скажем, СО₂ или СН₄, привёл бы к высвобождению ¹⁴С в атмосферу камеры. Для выяснения этого производился анализ газов на содержание ¹⁴С. Эксперимента "Пиролитический выброс" не касались возможные проблемы, связанные с тем, что марсианские организмы, быть может, не привыкли употреблять водные растворы или что их биохимические особенности сильно отличаются и эти питательные вещества для них неприемлемы, даже губительны. Образцы вещества с поверхности сохранялись сухими, а марсианская атмосфера в камере претерпевала видоизменения – в неё добавляли СО₂ и СО, содержавшие радиоизотоп ¹⁴С. На каждый образец воздействовали имитацией солнечного света и через некоторое время его нагревали до 750 °С. Любые газы, выделявшиеся из образца кроме СО₂ и СО, проверялись на содержание радиоактивного ¹⁴С. Так можно было бы выявить любые атомы углерода из СО₂ и СО, которые объединились с биологическими материалами, как это происходит при фотосинтезе на Земле.

Сначала все три биологических эксперимента дали положительные результаты, совместимые с существованием живых организмов. К сожалению, дальнейшие исследования привели учёных к почти единодушному выводу, что жизнь не обнаружена. В эксперименте с газообменом выделялись огромные количества кислорода, но было показано, что это могло быть вызвано воздействием воды на неорганические соединения, которые в течение миллионов лет пребывали в сухом состоянии. В эксперименте с меченым выбросом было зарегистрировано много ¹⁴С, но вскоре поняли, что он мог появиться из СО₂, являвшегося продуктом реакции питательных веществ с веществами, богатыми кислородом. Дальнейшая работа показала, что к последним могли относиться и ионы типа О₂^-, прикрепившиеся к поверхностям минералов. Такие ионы могут возникать в атмосфере, где отсутствует озон, при проникновении в неё интенсивного солнечного ультрафиолета и сохраняться в холодных засушливых условиях окружающей среды. Кроме того, вторая порция вводимых питательных веществ не привела к дальнейшему выбросу газов – ничего не возрастало. Эксперимент с пиролитическим выбросом позволил получить небольшой положительный сигнал, но также и сигнал, правда ещё более слабый, после того как образец в течение трёх часов нагревался до 175 °С. По всей вероятности, марсианские организмы не могли бы перенести такой нагрев. Поэтому альтернативное объяснение стали искать и для первоначального сигнала. Кажется вполне правдоподобным, что он был вызван небольшим загрязнением образца аммиаком (NH₃) от двигателей спускаемого аппарата, работавших при его посадке на поверхность планеты.

Образцы вещества с поверхности анализировались также газовым хроматографом с масс-спектрометром. Результаты показали, что содержание любых органических соединений ниже предела обнаружения – самое большее несколько десятков частей на миллиард. Это меньше, чем количество органических веществ, присутствующих в антарктическом грунте на Земле, и значительно меньше, чем в первичном веществе метеоритов (углистых хондритах). В этих метеоритах органические соединения имеют небиологическое происхождение. Из-за падения таких тел на планету в состав марсианской пыли в самом деле должны входить органические соединения. И не обязательно благодаря сильной окислительной способности марсианской поверхности богатые кислородом ионы могут превратить углерод, содержащийся в органических соединениях, в СО₂. Удары метеоритов и пылевые бури способны переворачивать пыль, приводя к полному окислению в слое метровой глубины, т.е. гораздо глубже, чем проникали пробоотборники «Викингов». Окисление на поверхности могло также разрушить органические соединения, оставшиеся от погибших организмов и отходов жизнедеятельности живых.

В самом оптимистическом варианте жизнь в местах посадки «Викингов» есть, но имеет столь низкую плотность, что находится ниже пределов чувствительности проведённых экспериментов. На Земле есть такие же безжизненные места, тем не менее они, пусть в самой минимальной степени, всё же населены. Быть может, в каких-нибудь других районах Марса жизнь более обильна, хотя, принимая во внимание перераспределение пыли по всей планете марсианскими ветрами, это представляется маловероятным. Состав атмосферы также противоречит широкому распространению биосферы на поверхности. Нет никаких признаков того, что её состояние далеко ушло от состояния химического равновесия подобно преобразованию атмосферы нашей планеты земными организмами (разд. 3.2.3). На сегодняшний день найти живые организмы с наибольшей вероятностью можно было бы на некоторой глубине под марсианской поверхностью, где благодаря внутреннему теплу вода в недрах сохраняется в жидкой фазе. В обозримом будущем найти такие формы жизни на Марсе будет трудно. Правда, если бы они были достаточно широко распространены, то могли бы выделять короткоживущие газы типа СН₄, которые просачиваются наверх через слой пыли, и которые мы могли бы обнаружить, прежде чем они разрушатся в атмосфере. В разд. 5.3.4 мы вернёмся к возможности жизни на глубине.

А что можно сказать о жизни на Марсе в далёкую Нойскую эпоху? Есть ли какие-нибудь признаки её существования? Пока ещё никаких следов не было обнаружено ни космическими аппаратами, ни наземными наблюдениями. Однако, по мнению некоторых учёных, положительный ответ, возможно, заключён в марсианских метеоритах.

 

5.3.3. Марсианские метеориты и окаменелости

 

Метеориты – это небольшие куски породы, прилетающие к нам с других небесных тел. В космическом пространстве их называют метеорными телами; когда они стрелой проносятся через атмосферу, мы их называем метеорами, а если они достигают поверхности, то становятся метеоритами. Среди множества известных науке метеоритов есть небольшая группа (сейчас немногим более 30), скорее всего, попавших к нам с Марса. О том, что они действительно образуют группу, говорит сходство у них отношений изотопов кислорода. К тому же значения этих изотопных отношений у них не такие, как обнаружены на Земле, Луне и у основных семейств метеоритов. Поэтому в качестве возможных источников остаются Венера и Марс. Однако Венеру приходится исключить, так как из-за её массивной атмосферы выброс вещества с поверхности в космос под действием удара крайне маловероятен, тогда как на Марсе это может происходить значительно легче. На марсианское происхождение почти без сомнений указывают пузырьки газа, заключённые в стекловатом материале у некоторых экземпляров данной группы. Относительные содержания инертных газов аргона, криптона и ксенона в этих пузырьках почти такие же, как в марсианской атмосфере – ни у одной другой группы метеоритов не обнаруживается такого близкого соответствия. Этот вывод подкрепляют и другие химические и изотопные аналогии.

Метеориты, пришедшие с Марса, имеют в общем базальтовый состав и, по-видимому, кристаллизовались из магмы на марсианской поверхности или под ней. Возраст затвердевания, определённый радиоизотопными методами, лежит в интервале от 4,5 млрд. до 180 млн. лет. Со времени затвердевания они претерпели изменения под действием жидкой воды. Один из этих метеоритов, ALH84001 массой 1,9 кг, вызвал колоссальный интерес, так как в 1996 г. было объявлено, что в нём обнаружены признаки жизни, существовавшей на Марсе в прошлом. Этот метеорит был найден на поверхности в Антарктиде. Его наименование указывает, что он был найден в районе Аллен-Хиллз (ALH) в 1984 г. (84) и был первым из занесённых в каталог этого времени года (001), хотя только в 1993 г. поняли, что он с Марса. При возрасте 4,5 млрд. лет (возраст затвердевания) он безусловно самый древний из марсианских метеоритов. Дальнейшее датирование проводилось разными методами и показало, что между 4,0 и 3,8 млрд. лет он был разрушен, вероятно в результате удара. В период между 3,8 и 1,3 млрд. лет в трещинах у него образовались карбонатные шарики. Он был выброшен с Марса при ещё одном соударении примерно 16 млн. лет назад и упал на Землю около 13 000 лет назад.

Рис 5.14

Заявление о том, что ALH84001 содержит признаки жизни, основывается на данных нескольких наблюдений: на рис. 5.14 можно видеть крошечные (50–200 мкм) карбонатные шарики; ещё гораздо более мелкие зёрна магнетита, содержащиеся внутри этих шариков; следы органических веществ, называемых полициклическими ароматическими углеводородами (ПАУ), и вытянутые, разделённые на части структуры длиной, как правило, 0,02–0,1 мкм. Было объявлено, что эти структуры – ископаемые бактерии или бактериальные нити, и что карбонаты, магнетит и ПАУ происходят от бактерий. В качестве обоснования приводятся земные аналоги, которые явно имеют связь с биологией. Однако все эти случаи можно объяснить загрязнением примесями небиологического и земного происхождения, и хотя с метеоритом ALH84001 проведена большая работа, остаётся неясным, имеются ли всё-таки в нём какие-либо свидетельства жизни на Марсе.

Даже если мы пока ещё не обнаружили марсианских ископаемых остатков организмов, быть может им ещё предстоит быть открытыми в марсианских метеоритах. Возможно также, что если не сегодня, то в далёком прошлом марсианские метеориты занесли с собой живые организмы с Марса на Землю. Из этого могут последовать интереснейшие выводы о перекрёстном биологическом загрязнении планет, т.е. посеве жизни из космоса! Но независимо от того, что нас ещё ожидает в марсианских окаменелостях, по мнению многих астробиологов, есть все шансы найти их на самом Марсе, особенно в южном полушарии, где во многом сохранился ландшафт, существовавший в Нойскую эпоху. Что касается современной жизни, то лучшие перспективы представляет, по-видимому, северное полушарие. Куда же направить поиски в будущем?

 

5.3.4. Планы на будущее

 

В январе 2004 г. НАСА планировало доставить на Марс исследовательские вездеходы А и В (называемые теперь «Спирит» и «Оппортьюнити»). Они должны были опуститься на его поверхность в двух разных районах и собрать данные о породах и минералах, с помощью которых мы могли бы лучше понять историю существования воды на Марсе и изменения его климата. Они не предназначены специально для поиска проявлений жизни, но имеют фотокамеры, которые могли бы увидеть любые макроскопические организмы (вряд ли они там существуют), и микроскопы, способные разглядеть любые более мелкие формы жизни или окаменелости. Марсоходы способны передвигаться на 100 м в сутки и работать в течение по крайней мере 90 марсианских суток (солов). Вездеход А должен опуститься на поверхность в кратере Гусев (ударный кратер диаметром 150 км, расположенный вблизи границы между северным и южным полушариями), а вездеход В – на Плато Меридиан близ экватора в южном полушарии. Есть сведения, что в обоих этих районах когда-то существовала жидкая вода [Посадочная платформа с марсоходом "Спирит" успешно опустилась 5 января 2004 г. в кратере Гусев (широта –14°, западная долгота 184°). Место посадки назвали Станцией памяти "Колумбии", в честь экипажа погибшего шаттла. 15 января "Спирит" съехал с платформы на грунт и начал работу. А 25 января 2004 г. на Плато Меридиана (чуть южнее экватора близ нулевого меридиана) сел марсоход "Оппортьюнити" и также приступил к изучению поверхности. В начале ноября 2005 г. оба аппарата ещё работают, пройдя по маршруту 5 км ("Спирит") и 6 км ("Оппортьюнити"). – Прим. ред. ].

Рис 5.15