Горные потоки и бассейны на Марсе

Именно потоки (воды или какой-то другой жидкости) легко могли бы образовать такие промоины, но как объяснить их странный вид? Почему следы потоков теряются на склоне? Ускорение свободного падения на Марсе почти втрое меньше земного, но это, конечно, не значит, что вода течёт вверх. На первый взгляд такое сужение оврагов кажется парадоксальным, если они образованы потоком. Но для Марса можно предложить простое объяснение этого парадокса: низкие температуры. Если грунтовая вода действительно образовала ключ и поток вышел на поверхность, устремившись вниз по морозному склону, то в условиях Марса размеры развивающейся промоины будут зависеть, прежде всего, от температуры поверхности и температуры потока. Если температура поверхностного слоя днём составляет, в зависимости от широты на Марсе, от —60 до —10 °C или ниже, поток, спускаясь по склону, должен постепенно и впитываться в сухой морозный грунт, и замерзать. Образуется ложе канала из промёрзшего грунта, по которому оставшаяся часть потока устремляется дальше, впитываясь, наращивая промёрзшее ложе, охлаждаясь и продолжая замерзать. Поэтому, в отличие от земных склоновых рек, потоки на Марсе сужаются. При переходе воды с температурой 0 °C в фазу льда выделяется 80 ккал/кг. Теплоёмкость марсианского грунта невелика, поэтому промёрзшее ложе потока может получиться достаточно толстым, если ключ существует достаточно долго. Как ведёт себя грунт Марса при увлажнении и сколько при этом поглощается тепла, точно неизвестно, но баланс отдаваемого тепла должен включать его потери в образующемся ледяном ложе канала, а также более медленные излучение и поглощение атмосферой. Температура истекающей воды также неизвестна, но высокой она быть не может, вероятно, около 10 °C.

Сужающиеся по склону овраги известны и на Земле в районах пустынь и связаны с непосредственным поглощением (впитыванием) воды сухим тёплым грунтом, что не имеет ничего общего с мгновенным образованием тонкого ледяного ложа потока на Марсе. Более близким аналогом могут быть потоки от гейзеров, бьющих в кальдере вулкана Эребус в Антарктиде.

Часто утверждается, что жидкая вода на поверхности Марса немедленно испаряется. Это недоразумение: роль испарения пренебрежимо мала, и её нетрудно оценить. Пусть атмосферное давление в данном районе 8 мбар, тогда температура кипения воды, согласно диаграмме на рис. 5, составляет 4 °C. При температуре воды в ключе, например, 10 °C вода в потоке будет кипеть, постепенно уменьшая своё теплосодержание и остывая. Когда температура упадёт до 4 °C (или до 0 °C при давлении 6,1 мбар), каждый килограмм воды потеряет 6 ккал и кипение прекратится. Чтобы найти, какая доля потока испарится с понижением его температуры до 4 °C, следует эти 6 ккал разделить на теплоту парообразования (в земных условиях это 540 ккал/кг, на Марсе незначительно больше). Расчёт показывает, что в пар превратится всего 1,1 %, то есть сколько-нибудь заметная часть истекающей воды испариться не может, для этого негде взять необходимую теплоту парообразования. Реальные процессы могут быть сложнее, так как на крутых склонах поток несёт с собой значительные массы грунта, что уменьшает его теплосодержание.

Когда дневная температура грунта становится положительной, как это наблюдалось с аппарата «Пасфайндер», потоки способны распространяться на большие расстояния, но их обильность также должна уменьшаться с расстоянием из-за расхода воды на увлажнение песчаного грунта. Заметную роль в протяжённости потоков может играть солёность грунтовой воды Марса, понижающая точку замерзания.

Источником жидкой воды может быть только таяние подпочвенного льда (или вечной мерзлоты). Глубина залегания подпочвенного льда оценивается различно, в среднем от сотни метров до километра, а минимальная оценка глубины — всего несколько сантиметров. Так, в арктической зоне посадки аппарата «Феникс» лёд оказался сразу под слоем пыли (рис. 14). Аппарат исследовал реголит на небольшой глубине. При посадке аппарата струи газа из тормозных двигателей (конусы вверху) сдули слой пыли. Под её тонким слоем находится значительная масса льда, который, в отличие ото льдов низких широт, здесь сохраняется очень долго. Что же касается поясов экваториальных и умеренных широт, выход воды (и, возможно, водяного пара) из глубоких слоёв тающего льда на поверхность неизбежен — куда им ещё деваться. По результатам исследований на аппарате MGS было установлено, что в некоторых районах на глубине менее 500 м есть жидкая вода. На склонах кратеров на рис. 6 и 10 ясно виден выделяющийся чем-то слой глубиной 100–500 м. Можно предположить, что он отличается именно присутствием льда и воды.