A Mars Odyssey űrszonda 2002 óta kering bolygószomszédunk körül, és számos új fejezettel bővítette a vörös bolygóval kapcsolatos ismereteinket. A látványos, nagy felbontású felszínfelvételek készítése mellett ez volt az az űreszköz, melynek detektorai elsőként mutattak ki vízjeget a marsi talajréteg nagyjából egy méteres mélységében. Többek között ez volt az az eredmény, melynek hatására a legtöbb planetológus egyre inkább elfogadta azt a feltételezést, miszerint a fiatal Mars egyáltalán nem volt olyan száraz, sivatagos világ, mint manapság. Ellenkezőleg: felszínén folyók, tavak, sőt, nagyméretű tengerek és óceánok is lehettek.
A híres felfedezésben kulcsszerepet játszó gamma-spektrométer (GRS) méréseinek segítségével a közelmúltban újabb bizonyítékokat sikerült találni, melyek megerősítik a Mars vízben gazdag múltjára vonatkozó elképzeléseket. Az Arizonai Egyetem kutatói által vezetett csoport a planéta olyan régióit vizsgálta, melyeken – véleményük szerint – ősi óceánok partvonalainak nyomai rejtőznek. A tudósok a speciális műszer segítségével a talaj különböző rétegeiben (mintegy 30 cm-es mélységig) vizsgálták a különböző kémiai elemek mennyiségét, a feltételezett partvonalakon kívül és belül. Néhány elem természetes radioaktivitása miatt, illetve a világűrből érkező kozmikus sugárzás hatására az atomokból neutronok szabadulnak fel, s a különböző folyamatok során gammasugárzás is keletkezik. A GRS képes detektálni ezeket a sugárzásokat, s a felvett színképek alapján megállapítható a vizsgált terület talajában lévő elemgyakoriság.
Fantáziakép a felszín alatti víz(jég) nyomait kutató Mars Odyssey szondáról (NASA)
A mérési eredmények szerint a bolygó északi féltekéjének alacsonyan fekvő területein jóval nagyobb a kálium, a vas és a tórium koncentrációja, mint a környező magasföldeken és hegységekben. A legkézenfekvőbb magyarázatnak az tűnik, hogy évmilliárdokkal ezelőtt – a Mars egészen fiatal korában – a vulkáni tevékenység hatására a víz a magasabb területekről a mélyebben fekvő vidékekre áramlott, s így nagy méretű vízgyűjtő területek alakulhattak ki. A lezúduló víz nagy mennyiségű, a felsorolt elemekben gazdag kőzetanyagot is magával sodorhatott, ennek köszönhető a mélyföldek talajában mért, magas elemkoncentráció.
A kutatócsoport vizsgálatai alapján az alig 1-2 milliárd éves Mars északi oldalán egy hatalmas, kb. Észak-Amerika méretű ősóceán terülhetett el. A felszínformák és elemgyakoriságok eloszlása alapján a szakemberek egy valamivel fiatalabb óceán partvonalszakaszát is beazonosították. Ez a marsi tenger az előbbi óceán kiterjedésének csak kb. a felét érhette el, de így is tízszer akkora lehetett, mint a Földközi-tenger.
A talaj átlagos káliumtartalma a Mars Odyssey gamma-spektrométerének mérései alapján, a vizsgált terület egy részén. Jól látszik, hogy a hegységek és magasföldek káliumban szegények (kék színnel), míg a mélyebben fekvő területek (zöld, sárga, piros jezéssel) bővelkednek az említett elemben. A 3 dimenziós térkép a Mars Global Surveyor lézeres magasságméréseinek felhasználásával készült. A nyíl az Elysium-hegységet, a "V1" és "PF" betűjelek a Viking-1 ill. a Mars Pathfinder szondák leszállóhelyeit jelzik (University of Arizona)
Jelenleg szinte minden Mars-kutató egyetért abban, hogy a vörös bolygó fiatal korában gazdag lehetett felszíni vizekben (sőt, akár az élet is megjelenhetett), ugyanakkor nagyon sok még a megválaszolatlan, ill. vitás kérdés. Mikor és hogyan tűnhetett el a rengeteg víz, létezhet-e valamennyi jelenleg is folyékony halmazállapotban a felszín alatt, esetleg ideiglenesen a felszínen is? S ha ma is található víz a Marson, lehetővé teszi-e ez egyben életformák létezését is?
A fentebb említett kérdéseken túl a szakemberek véleménye megoszlik a múltbeli vízfolyások ill. állóvizek nyomaiként elkönyvelt egyes felszínformák, ásványok bizonyító erejét illetően is. Az egykori partvonalak azonosítását például főként az teszi nehézzé, hogy nem igazán hasonlítanak a földi partokhoz. A mi bolygónkon ugyanis a jelentős tengerpartvonalakat a Föld-Hold rendszer gravitációs kölcsönhatásából származó árapály-erők hozták létre, míg a Mars esetében – nagyméretű kísérő hiányában – erre nem kerülhetett sor. Ugyanakkor bolygószomszédunkon a vulkanikus hatások, a hatalmas törmelékáramlások és a cseppfolyós anyagok ülepedési folyamatai játszhattak fontos szerepet. Szintén fontos különbség, hogy a feltételezett marsi óceánok teteje – a számítások szerint – be lehetett fagyva, így a hullámzások felszínformáló ereje sem érvényesülhetett.
Az eredményeket részletező szakcikk a Planetary and Space Science c. folyóirat különszámában jelenik majd meg.
Forrás: Astronomy.com, 2008.11.17.
