Можем ли мы геологические следы ранних эпох Земли изучать по геологическим следам ранних эпох Марса и Венеры? Подскажут ли что-то изменения климата этих соседних планет в изучении климата Земли, которые нас очень беспокоят? И — есть ли жизнь на Марсе? Об этом на заседании Президиума РАН 19 мая сделал научное сообщение доктор физ.-мат.н. Олег Игоревич Кораблев из Института космических исследований РАН. Его доклад назывался: «Марс, Венера и Земля: разные судьбы соседних планет». Приводим, в сокращении, содержание этого доклада.
Земля и климатические катастрофы соседних планет. Все три планеты земной группы незначительно отличаются по расстоянию от Солнца, они попадают, с учетом погрешностей, в так называемую «обитаемую зону». И, скорее всего, они получили приблизительно одинаковые запасы воды в процессе формирования. Как же случилось, что Марс стал холодным и сухим, поверхность Венеры раскалена более чем до 460°C, и только климат Земли подходит для развитой жизни? И всегда ли было так?
Вот — современное понимание климатических изменений на Марсе и Венере в параллели с меняющимся климатом Земли, причем, часть обсуждаемых результатов получены на искусственных спутниках планет Марс Экспресс и Венера Экспресс.
Венера вращается вокруг своей оси, почти перпендикулярной к плоскости орбиты, в направлении, противоположном направлению вращения других планет. Комбинация движений — движения вокруг Солнца и обращения вокруг своей оси — приводит к тому, что в каждом нижнем соединении Венера обращена к Земле одной и той же стороной. Хотя Земля, несомненно, оказывает гравитационное влияние на движение Венеры, это совпадение не является результатом приливного взаимодействия, как в случае Луны, и не имеет значения на длительном масштабе времени. Венера получает от Солнца энергии меньше, чем Земля, несмотря на близость к Солнцу и сходный с Землей размер. Причина — высокая отражательная способность, или альбедо сплошного облачного слоя, окутывающего планету.
Основные сведения об атмосфере Венеры получены по данным спускаемых и орбитальных аппаратов серии Венера, а также Pioneer Venus. Существенный вклад в исследования внес спутник Venus Express (2005-2015). Облака из нескольких слоев на высоте 40-70 км состоит из капель концентрированного раствора серной кислоты с примесью неизвестного вещества, поглощающего часть УФ-спектра. Строго говоря, климат Венеры отсутствует: κλίμα по-гречески означает наклон, то есть климат по определению зависит от наклона солнечных лучей, или географической широты местности. На немногих измеренных широтах, на дневной и на ночной стороне, спускаемые аппараты показали примерно одинаковые условия. Температура поверхности составляет 460°C — это результат гипертрофированного парникового эффекта. Около 10% солнечного излучения, максимум мощности которого приходится на видимый диапазон спектра, достигает поверхности: несмотря на огромную мощность облачного слоя, поглощение в нем мало, и свет переотражается без потерь. С другой стороны, углекислотная атмосфера практически полностью поглощает ИК-излучение поверхности, максимум которого приходится на 4 мкм. Полосы CO2 перекрывают ИК-диапазон, за исключением нескольких «окон прозрачности», в которых поглощают SO2 и пары воды, следы которой присутствуют в атмосфере.
Многие вопросы остаются пока невыясненными. Практически вся атмосфера вовлечена в гигантский ураган: она вращается вокруг планеты у верхней границы облаков со скоростью 120-140 м/с. Понятно, что источник энергии этого вращения — нагрев атмосферы Солнцем, но детали процесса остаются невыясненными. Также, под вопросом химия в нижних слоях атмосферы, в том числе — основного серосодержащего газа, двуокиси серы. Считается, что содержание SO2 слишком велико, и выходит за пределы термо-химического равновесия с возможными минералами поверхности, т.е. тот газ должен исчезнуть или сильно уменьшиться, если нет постоянной подпитки. Ее приписывают, как правило, вулканической активности. Радарные исследования (Венера-16, Magellan) не обнаружили современного вулканизма, но показали молодой — до 700 млн. лет возраст поверхности. Недавние наблюдения в ближнем ИК диапазоне на КА Venus Express позволили обнаружить зоны аномальной излучающей способности вокруг больших вулканов, что может свидетельствовать об активном вулканизме. С другой стороны, единственный профиль SO2, измеренный на посадочных аппаратах ВЕГА вплоть до поверхности, в противоречии с фотохимическими моделями, показывает существенное уменьшение содержания газа у поверхности. Таким образом, может оказаться, что равновесие в действительности имеет место, но не поддается объяснению.
Климат Марса определяется его удаленностью от Солнца и наклоном оси вращения, сходным с наклоном Земли. В связи с этим, на Марсе есть ярко выраженный сезонный цикл, осложненный большим эксцентриситетом его орбиты. Зима в северном полушарии совпадает с афелием, что делает ее существенно холоднее, чем в южном. Для сравнения, во время северной зимы Земля сближается с Солнцем, но смягчающий эффект почти не заметен из-за малого эксцентриситета. Средняя температура на Марсе –60°C, а давление 6 мбар — случайно или нет, близко к тройной точке воды. Летом на солнце поверхность иногда прогревается до 20-25°, и с орбиты замечены русла ручьев, возникающие время от времени. Последние данные указывают, что солевые растворы могут находится на поверхности в жидкой форме практически в любом сезоне. Минимальные температуры ограничены конденсацией CO2: зимой ~30% атмосферы конденсируется и выпадает в полярных областях, образуя сезонные полярные шапки. Толщина слоя твердой углекислоты достигает 1-2 м.
Гидросфера Марса состоит из водяного льда, образующего постоянные полярные шапки, вечную мерзлоту в грунте, распространенную, вероятно, на всех широтах, и небольшого количества водяного пара в атмосфере. Эквивалентная глубина этих резервуаров, т.е. глубина однородного сферического слоя воды на поверхности планеты, известна с разной степенью достоверности. Наиболее известна атмосферная составляющая, играющая ключевую роль в переносе воды по планете. Атмосферная вода образует водяные облака, влияющие на альбедо, и формирует, на масштабах десятков тысяч лет водяной лед асимметричных постоянных полярных шапок. Но общее количество атмосферной воды ничтожно: 10-20 мкм эквивалентной глубины, в зависимости от сезона. Нейтронные спектрометры на КА Mars Odyssey, в том числе российский прибор ХЭНД показали, что почти чистый лед постоянных шапок доходит до широт 50-60°, в то время как видимая граница постоянной северной полярной шапки летом находится на широте выше 80°, а южной — выше 94°. Мощность этих льдов достаточно точно измерена длинноволновым радаром MARSIS на КА Mars Express. Соответствующая эквивалентная глубина составляет ~20 м воды.
Хуже известно содержание воды в грунте умеренных и экваториальных широт. Нейтронные данные, соответствующие глубине не более 1-2 м дают нижнюю оценку 14 см. Опираясь на эти измерения, для глубин до нескольких сотен метров данные радара дают модельно-зависимую оценку ~11 м. Таким образом, общее содержание воды на современном Марсе оценивается в 30 м эквивалентной глубины. Из-за ограниченной глубины радарного зондирования эта цифра имеет характер нижнего предела (> 30 м).
Гипотезы и факты о далеком прошлом. Считается, что Солнце, планеты и их атмосферы сконденсировались около 4,65 млрд. лет назад из примитивной солнечной туманности, по составу близкой к солнечной: H, He с небольшой примесью более тяжелых элементов. Атмосферы планет могут быть остатками первичных атмосфер, результатом дегазации, или были позднее занесены кометами. Планеты-гиганты удержали большее количество газа, их cпутники, в основном, состоят изо льда. Планеты земной группы состоят преимущественно из минералов и содержат льды и летучие лишь в виде небольшой примеси, образующей их атмосферы, океан Земли, полярные шапки и т.д.
Основная гипотеза формирования планет земной группы предполагает, что в состав любой из планет могли войти планетоземали из любого места внутренней Солнечной системы, т.о. изначально количество летучих на них должно быть приблизительно одинаковым — Марс и Венера получили воду в той же пропорции, что и Земля. В соответствии с получаемой от Солнца энергией, в дальнейшем вода на планетах либо замерзла и частично адиссипировала (Марс), либо была практически полностью потеряна в результате катастрофического парникового эффекта (Венера). Земля сохранила большую часть своих запасов благодаря удачному расположению.
Пока не существует единого объяснения, как сформировались и эволюционировали атмосферы планет земной группы. В любом случае, современные атмосферы и вода на планетах не являются первичными — они формировались во взаимодействии с остывающей мантией в результате дегазации недр. Существует гипотеза об их кометном происхождении, впервые предложенная О.Ю. Шмидтом и развитая Ф.Д. Дрэйком. Сейчас принято, что либо часть богатых водой планетозималей сформировалась далеко от Солнца, либо излучение раннего Солнца было слабым и не препятствовало конденсации воды в зоне планет земной группы. Экспериментальной основой для проверки гипотез являются обилия и изотопные отношения инертных газов (Ne, Ar, Xe, Kr). Дистанционно эти газы не измеряются, а данные масс-спектрометров на посадочных аппаратах Венеры и Марса пока не обеспечивают нужной точности. В целом подтверждается гипотеза однородности первичного состава планет Земной группы, и нет оснований предполагать существенных потерь летучих в процессе формирования планет.
Как объяснить почти полное исчезновение атмосферы на Марсе и исключительно малое количество воды на Венере? «Обычные» диссипационные процессы (тепловые и нетепловые) не позволяют вывести существенного количества вещества, и обычно привлекаются два механизма: бомбардировка крупными (вплоть до размеров Марса) телами и гидродинамические потери — катастрофическое убегание разогретой атмосферы. Первый механизм подкупает своей простотой, действительно, энергия, выделяющаяся при крупных ударах, приводит к взрыву, казалось бы, полностью срывающему атмосферу. Но более детальные модели показывают, что продукты взрыва вновь собираются гравитационными силами, а масса выделившихся при ударной дегазации летучих может на два порядка превысить массу современного океана. Более того, при взрыве выделяются и летучие соединения ударника. Таким образом, бомбардировка приводит не к потере атмосферы, но к ее обогащению за счет высвобождения летучих из взаимодействующих тел.
Без гидродинамического разлета не обойтись. Проблема с этим механизмом заключается в некоторой произвольности описывающих его моделей. Необходим поток легкого газа, увлекающего вслед за собой другие летучие. Вероятно, в процессе отвердевания всех земных планет в первые несколько миллионов лет формировались мощные атмосферы, в основном состоящие из водяного пара в сверхкритическом состоянии, что может запустить гидродинамический вынос. Рассматривались и другие модели, в которых необходимый разогрев паровой атмосферы обеспечивается жестким УФ-излучением молодого Солнца, либо катастрофическим парниковым эффектом.
Происхождение и историю запасов воды обычно оценивают по измерениям ее изотопных отношений. Так, атом дейтерия в два раза тяжелее атома водорода, и его труднее разогнать до второй космической скорости. Чем больше атмосфера обогащена дейтерием, тем больше планета потеряла воды. При гидродинамическом убегании легкие элементы увлекают тяжелые и дифференциация незначительна. В отличие от благородных газов отношение D/H измеряется дистанционно спектроскопическими методами, и используется в качестве удобного индикатора. Исходное отношение D/H в протопланетном примерно в 10 раз меньше, чем на Земле. Для большинства измеренных комет оно примерно в два раза превышает земное, но эти значения относятся к телам из дальних областей Солнечной системы, а поставщиками летучих на ранней стадии были, скорее всего, кометы зоны Юпитера. Таким образом, кометное происхождение воды на планетах не исключено, но маловероятно.
В атмосфере Марса отношение D/H≈ 6Terr многократно измерялось средствами наземной астрономии, но точность этих оценок невысока, так как полосы обычной и дейтерированной воды никогда не наблюдались одновременно. Вода, заключенная в марсианских метеоритах обогащена дейтерием от 2 до 3 раз. Недавно обогащение было измерено в грунте и в атмосфере Марса на ровере Curiosity: 3.1±0.7 и 3.7 соответственно. Датировка различных метеоритов и образца грунта допускает различные сценарии эволюции воды, но в целом однозначно указывает, что Марс утратил значительное количество воды. Простая оценка (умножение современного содержания воды на фактор D/H) дают эквивалентную глубину ювенильного океана на Марсе ~150 м.
Широко распространено мнение, что причиной потери атмосферы Марса является отсутствие на планете магнитного поля, защищающего атмосферу от солнечного ветра. Скорости диссипации марсианской атмосферы, измеренные в проектах Фобос-2 и Mars Express, имеют большой разброс. Но все равно, экстраполированные на всю историю потери составляют «всего» от 3 до 80 м воды — это менее 10% от изначальной оценки, что заставляет предположить либо значительные скрытые запасы воды в коре Марса, либо мощные гидродинамические потери. Вероятная потеря CO2 и азота говорит в пользу второй гипотезы.
Широко известны геологические свидетельства обильной жидкой воды на поверхности Марса — ископаемые долины, русла рек, целые дренажные системы охватывают обширные области планеты. По оценкам, сделанным путем подсчета кратеров, возраст таких форм рельефа достигает 3.5 млрд. лет и для их формирования необходимо ~500 м эквивалентной глубины глобального океана.
Жидкая вода должна была оставить следы и в минералах, формирующихся в ее присутствии. Но долгое время на поверхности не удавалось обнаружить ни глин, ни известняков. Впервые обнаружить глины удалось картирующим ИК-спектрометр OMEGA на КА Mars Express, который исследовал минералогический состав поверхности в масштабе планеты с разрешением ~300 м. Филлосиликаты, сорт глин, продукт выветривания в присутствие воды — были обнаружены лишь на ограниченных участках, совпадающих с обнажениями древних кратеров. Вопреки ожиданиям, их не оказалось вблизи древних русел, на северных равнинах, предполагаемом дне древнего моря, у кратеров, вскрывающих уровень вечной мерзлоты. Следы взаимодействия с жидкой водой сохранили только самые древние области.
Зато во многих местах обнаружены гидратированные сульфаты, свидетели вулканической активности. Сопоставив эти данные с последними хронологическими оценками по методу подсчета кратеров, можно сделать важные выводы об истории климата Марса. Две группы гидратированных минералов, филлосиликаты и сульфаты образовались в существенно разные периоды: глины, при формирование которых требуется вода — в раннем ноахийском периоде, а сульфаты, формирующиеся в кислой и, скорее всего, достаточно сухой среде — существенно позже, с 4 по 3.5 млрд. лет назад.
Основной запас атмосферного CO2 на Земле складирован в известняке, или карбонатах. Обнаружить карбонаты на Марсе позволило лишь высокое разрешение прибора CRISM на КА Mars Reconnaissance Orbiter (~20 м). Они наблюдаются в очень ограниченных областях, в обнажениях, на склонах древних долин и метеоритных кратеров. Может ли быть, что ранняя атмосфера Марса, 16 бар CO2, поддерживавших парниковый эффект в ноахийскую эпоху, захоронены в карбонатах, скрытых от наблюдателей позднейшими отложениями? Более вероятным представляется процесс гидродинамической или ударной потери ранней атмосферы в результате эпизода поздней метеоритной бомбардировки (4-3.8 млрд. лет назад). В дальнейшем атмосфера могла пополняться в результате вулканической дегазации.
Таким образом, период «раннего теплого Марса» мог закончиться существенно раньше, чем предполагала классическая хронология, и был, скорее всего, недолог. В дальнейшем Марс оставался сухим, и активность на его поверхности была сильно ограничена, что позволило медленным процессам окисления и выветривания сформировать современный облик планеты.
На Венере же отношение дейтерия к водороду измерено в растворе серной кислоты при спуске аппарата Pioneer Venus, и средствами наземной спектроскопии в нижней атмосфере и над облаками. Все измерения показали необычайно высокое D/H≈150Terr. Наши измерения методом спектроскопии атмосферы при наблюдениях затмений Солнца планетой на КА Venus Express показали еще более высокое обогащение D/H≈240Terr над облаками. Умножая современное количество атмосферной воды на фактор 200, получим глобальный океан глубиной всего лишь ~2 м. — это меньше 0,1% оценки, полученной в предположении одинаковых запасов воды на планетах Земной группы.
Как получилось, что с Венеры ушла практически вся вода, но полностью сохранился запас CO2? Снова на помощь приходят гидродинамические потери. Запустить этот механизм на ранней Венере могло интенсивное УФ-излучение молодого Солнца и разгоняющийся, нестационарный парниковый эффект. Потеря воды затормозила разогрев, гидродинамический вынос прекратился, и парниковый эффект снизился до современных значений. Повсеместно молодая поверхность планеты может свидетельствовать не только об эпизодах глобального вулканизма, но и, возможно, о плавлении поверхности при усилении парникового эффекта. Такое возможно при попадании дополнительной воды в атмосферу, при вулканических извержениях или в результате столкновения с кометой. Одна из недавних моделей объясняет различие между Землей и Венерой деталями процесса остывания океана магмы, зависящими исключительно от расстоянии от Солнца. Эта модель не требует никаких дальнейших расхождений в эволюции атмосфер. Известно, что атмосфера из насыщенного водяного пара запирает излучение от расплавленной планеты, ограничивая исходящий поток тепла значением ~300 Вт/м2. Если поток приходящего от звезды излучения превышает это значение, планета не остынет, пока не уйдет вода. Для близкой к звезде планеты застывание океана магмы длится на порядок больше, чем для удаленных планет — до сотен миллионов лет. Чем дольше происходит застывание и охлаждение, тем больше воды теряется из горячей, раздутой атмосферы в результате гидродинамических потерь. Быстрое охлаждение позволяет сохранить воду. В случае Солнца критическим является расстояние 0.7 а.e. — на котором, как раз, и находится Венера.
Жизнь на Марсе. Вопрос об обитаемости планеты теснейшим образом связан с ее климатом. Марс вызывает особый интерес, как планета наиболее приближенная к Земле по условиям, и как единственный, кроме Луны, перспективный объект колонизации в Солнечной системе. Наиболее строгие требования выдвигаются для выполнения условий по «зарождению» жизни. По современным представлениям для этого требуется постоянный контакт вулканических пород с термальными водами от нескольких сотен тысяч до двух и более миллионов лет. Как следует из данных минералогического картирования, подкрепленных многочисленными данными с поверхности, вероятность выполнения этих требований на теплом, влажном, и вулканически-активном Марсе в период от 4.3 до 3.7 млрд. лет назад достаточно высока. Старейшие строматолиты на Земле также приближаются к этому возрасту.
Даже если эти условия на Марсе не совпали по времени, и зарождение жизни не произошло, есть вероятность занесения на Марс живых спор с Земли метеоритами. Обмен веществом во внутренней Солнечной системе шел очень интенсивно, а высокая вероятность выживания спор при длительном пребывании в космосе и даже при входе в атмосферу доказана экспериментами. Неясно, правда, как споры могут пережить «запуск», метеоритный удар, отправляющий частицы одной планеты на другую. Если живые микроорганизмы каким-либо образом попали на планету, условиям для их выживания и даже размножения удовлетворяют очень многие области современного Марса. Так, любое из выбираемых сейчас мест посадки для миссии ExoMars могло быть колонизовано. С другой стороны, относительная краткость благоприятных условий на раннем Марсе вряд ли совместима с продвинутой эволюцией, многообразием форм жизни. Если и есть жизнь на Марсе, она, скорее всего, осталась на уровне микроорганизмов.
Найдены ли достоверные свидетельства биологической активности многочисленными миссиями, изучающими Марс? Поиск органики был одной из главных задач первых экспедиций на Марс, а прямое обнаружение жизни — главной целью посадочных аппаратов Viking (1975-1982). Tри вида анализов были несколько раз повторены на различных образцах грунта и на обоих посадочных аппаратах. Анализ газов из нагретого грунта проводился при помощи хромато-масс-спектрометра, также использовались питательные среды, помеченные изотопами. Результаты, указывающие на метаболизм, были получены только в одном эксперименте. Для четырех образцов грунта наблюдался выход газа, более сильный в начале для каждого свежего образца. В контрольном эксперименте со стерилизацией грунта выход газа был подавлен. Но на содержание органики был установлен очень низкий предел, и понимая, что грунт Марса содержит сильный окислитель, большинство исследователей интерпретировало выход газа как следствие неорганических реакций. Это подтверждается многочисленными лабораторными экспериментами на марсианских аналогах. Современная оценка предела обнаружения живых клеток в этом эксперименте <107 см-3.
Отрицательные результаты эксперимента по обнаружению жизни привели к существенному переосмыслению дальнейших исследований Марса. Главным вопросом стал не поиск жизни, а сама возможность ее существования на Марсе, если не в современную эпоху, то на ранней стадии развития планеты. На многие годы на первое место вышли геологические исследования. Лишь через десятилетия для поиска живых форм были разработаны новые системы жидкостной экстракции, примененные на посадочном аппарате Phoenix (2007) и на ровере Curiosity (2013-). Но на Phoenix органику обнаружить не удалось, а на Curiosity эта система не сработала. Все же, следы разрушенной космическими лучами органики были обнаружены хромато-масс-спектрометром. Применение специализированных приборов для биологических исследований в будущих проектах пока не планируются. Примером современной программы, направленной на экзобиологию может служить ровер миссии ExoMars 2018г. Он будет оснащен буровым устройством, позволяющим достичь глубины 2 м. грунта, не переработанного космическими лучами. В смысле поиска жизни, т.н. аналитическая лаборатория ровера оснащена консервативно: она включает ИК-спектрометр-микроскоп, рентгеновский дифрактометр, рамановский спектрометр и хромато-масс-спектрометр пиролитических газов.
Обнаружение следов органики, тем более в очень древнем образце, возраст которого оценивается в 4.21 млрд. лет, не может служить доказательством жизни, так как сложные органические соединения образуются при метеоритных ударах. Еще одно свидетельство возможной ископаемой жизни на Mарсе, найденное Curiosity — это фотографии осадочных пород, предположительно биологического происхождения, напоминающих строматолиты. Возраст этих образований (дно древнего озера) не превышает 3.7 млрд. лет.
Наиболее прямым свидетельством жизни на Марсе — причем не ископаемой, а современной — является открытие метана в атмосфере. На сегодняшний день основные наблюдения метана сделаны с наземных телескопов, но появление на околомарсианской орбите комического аппарата Mars Express со спектрометром PFS, несомненно, оказало стимулирующее влияние на астрономические наблюдения и их анализ. В 2004 г. сразу три независимые группы заявили о детектировании метана. Метан в атмосфере Марса медленно распадается под действием солнечного УФ-излучения, и для поддержания его в атмосфере необходим постоянно действующий источник. Вулканические, метеоритные или кометные источники пополнения метана способны компенсировать не более единиц процентов фотохимических потерь, и наиболее вероятной гипотезой признается наличие разреженных колоний микроорганизмов-метаногенов на поверхности Марса. Общее количество биомассы на планете, необходимое для поддержания фонового метана очень мало. Оно не превышает 20 тонн, что, при распределении в 100-м слое поверхности, соответствует стерильным, по земным меркам, условиям. Наряду с биологическим происхождением рассматриваются возможность выхода в атмосферу ископаемого метана, образовавшегося в результате магматических или биологических процессов ранее в истории Марса.
Обнаружение метана инициировало огромное количество гипотез о его происхождении, источниках и стоках. Значение этого открытия таково, что к 2010 со всей серьезностью встал вопрос о специальной орбитальной миссии, посвященной малым атмосферным составляющим. Таким проектом стал Trace Gas Orbiter, первая часть проекта ExoMars, реализуемого совместно Роскосмосом и Европейским космическим агентством. Мы рассчитываем, что российский прибор ACS на его борту не только прольет свет на загадку метана, но и продолжит мониторинг климата Марса, ведущийся непрерывно с 1997г.
Глобальные изменения на Земле и планетах. Глобальное потепление климата Земли, связываемое с ростом содержания антропогенной углекислоты в атмосфере, относится к наиболее важным научным проблемам современности. Рост средней температуры на Земле с начала 1980-х годов коррелирует с увеличением содержания CO2, достигшего 400 частей на миллион. С 2002-2003г потепление вроде бы приостановилось, но содержание CO2 продолжает расти. Тем не менее, 2014-й год признан самым теплым за историю наблюдений. По данным анализов ледяных кернов в Антарктиде и Гренландии за последние 650 тыс лет это содержание CO2 в атмосфере никогда не превышало 300 частей на миллион. За это время Земля испытала несколько похолоданий, когда температура падала на 6-8°C, чередующихся с относительно короткими (10-30 тысяч лет) межледниковыми периодами. Восстановленные палеотемпературы хорошо коррелируют с содержанием парниковых газов, CO2 и метана, причем увеличение их содержания в атмосфере и подъем температуры происходит практически одновременно. Эти колебания климата связываются с прецессией земной оси, циклами Миланковича.
Особый интерес, связанный, в первую очередь, с возможностью возникновения биосферы на Марсе в прошлые эпохи, вызывает проблема глобальных климатических изменений на этой планете. К настоящему времени установлены две основные группы таких изменений, относящихся к различным шкалам времени. Фигура планеты глобально несимметрична, и все северное полушарие, представляющее собой низину, по одной из гипотез было заполнено океаном. С другой стороны, многие из наблюдаемых долин являются скорее результатом эрозионной деятельности ледников, а не жидкой воды. Возраст этих форм ледниковой эрозии значительно меньше, и есть замечательно молодые образования. Моделирование небесномеханических параметров планеты показало, что Марс подвержен значительным колебания наклона оси (от 15° до 47°). Эти циклы с характерным периодом около 50000 лет аналогичны циклам Миланковича на Земле, но выражены гораздо сильнее, так как Луна оказывает стабилизирующее действие на наклон земной оси, а Марс более подвержен влиянию Юпитера. На колебания оси накладываются медленные вариации эксцентриситета орбиты Марса вокруг Солнца, что в совокупности приводит к значительным изменениям инсоляции, и, возможно, оледенениям большей части поверхности планеты. Запасы воды в мантии практически неограниченны, и в моменты усиливающейся вулканической активности может происходить пополнение запасов воды на поверхности. Таким образом, вода и ледники являются важнейшими факторами, определяющими современный облик поверхности планеты.
C другой стороны, прекрасно сохранившаяся древняя кора Марса дает возможность заглянуть в эпохи, следы которых давно стерлись на Земле. Эта проблема, наряду с экзобиологией, может стать генеральной для дальнейших, более детальных исследований. В связи с этим на первый план выходит задача возврата грунта с Марса для лабораторных анализов.
В связи с глобальными изменениями климата на Земле появился ряд публикаций, описывающих сходные изменения на планетах, прежде всего на Марсе. Общая тенденция заставляет искать общую причину, в качестве которой предлагается изменение солнечной активности. Измерения водяного пара, ведущиеся на Марсе уже много лет, важны не только для понимания гидрологического цикла Марса. Водяной пар, конденсируемая малая примесь в атмосфере Марса, является отличным индикатором изменения глобального теплового режима планеты. Наиболее длинный ряд однородных измерений был получен с помощью прибора SPICAM, работающем на КА Mars Express. Многолетний мониторинг водяного пара на Марсе и сравнение различных рядов измерений, в том числе на орбитальных аппаратах Viking и КА Mars Express, в одной и той же полосе водяного пара и обработанных одним и тем же методом, показывает устойчивость цикла водяного пара и полное отсутствие вековых изменений.
Итак, выводы. Климатические системы Венеры, Земли и Марса разошлись очень рано в истории. В процессе эволюции Марс и Венера испытывали резкие изменения климата. Марс сохранил геологические следы ранних эпох. Ответ на вопрос, как Марс потерял атмосферу — остается открытым. Для климата Земли Венера и Марс служат примером экстремальных экзотических состояний. Наблюдаемые изменения на планетах слабы и не связаны с солнечной активностью. Мы все еще далеки от обнаружения жизни на Марсе. Надежные измерения метана — важный этап.
