Горные потоки и бассейны на Марсе

С тех пор прошло более ста лет. Сегодня с определённой натяжкой можно сказать, что физические условия, более или менее подходящие (хотя бы минимально) для земных форм жизни, из всех планет Солнечной системы есть только на Марсе. Но для возникновения и поддержания жизни необходима вода. Проблема поиска воды на Марсе (и оценка её количества), стоящая первой в списке наиболее актуальных задач исследований планеты, многократно и детально обсуждалась задолго до начала космических исследований тел Солнечной системы. Та единственная, амино-нуклеиново-кислотная форма жизни, которую мы знаем, без воды существовать не может. Поэтому поиск жизни на Марсе начинается с поиска воды. Ещё за 40 лет до исследований планет Солнечной системы космическими аппаратами астрономы пытались установить наличие воды и подтвердить (или опровергнуть) давнишнюю гипотезу о марсианских каналах. В середине XX века советские учёные создали даже особый раздел исследований Марса — астроботанику. Её задачей было исследовать высокогорную растительность Памира и Тянь-Шаня, имеющих климатические условия, сходные с марсианскими, и объяснить сезонные потемнения больших площадей на Марсе весенним пробуждением флоры. Эксперименты по измерению содержания водяного пара в атмосфере планеты ставились уже на первых российских космических аппаратах «Марс» и на американских «Маринерах» и «Викингах». После измерений с помощью аппаратов «Викинг» (1976–1977) возникла и стала быстро развиваться гипотеза, подразумевающая, что хотя водные запасы Марса на первый взгляд незаметны, но могут быть сконцентрированы в подпочвенной мерзлоте и полярных шапках планеты.

Присутствие жидкой воды на поверхности Марса долгое время вообще считалось невозможным не только из-за низких средних температур, но и по причинам, определяемым термодинамическими свойствами системы фаз лёд <-> вода <-> водяной пар. При давлении 6,1 мбар и ниже вода кипит при любой температуре, допускающей её жидкое состояние. Водяной пар составляет ничтожную долю атмосферы Марса, но законы термодинамики таковы, что поведение фаз воды определяется полным давлением атмосферы, включая все её компоненты. Принятая для «средней» поверхности планеты величина 6,1 мбар была выбрана как аналог «уровня моря» на Земле. Она соответствует тройной точке диаграммы состояния воды при 0,01 °C, где в термодинамическом равновесии существуют все три фазы.

Рис. 5. Термодинамические условия существования льда, пара и воды. Маленький кружок в верхней части диаграммы соответствует давлению 6,1 мбар и температуре 0 °C. Слева показана соответствующая глубина под поверхностью планеты. Вертикальными линиями указаны среднегодовые температуры для широт 30 и 70°N. Условия существования воды в жидком виде на поверхности Марса отражает небольшая треугольная часть диаграммы, выделенная тёмно-синим цветом.

На рис. 5 показаны области существования льда, пара и воды на Марсе в зависимости от температуры и давления. Слева показана шкала глубины под поверхностью, которая соответствует такому давлению. Небольшой треугольник тёмно-синего цвета указывает на зону возможного существования воды в жидком виде на поверхности. Таким образом, своеобразный «запрет подавлению», то есть широко распространённое мнение, что вода вообще не может присутствовать в жидком виде на поверхности Марса, неверен. Запрет не носит абсолютного характера, поэтому некоторые геологические образования на поверхности планеты могут иметь природу, связанную с водой.

СЛЕДЫ ДРЕВНИХ РЕК И ВОДОЁМОВ