تاریخچه کامل مریخ: چرا سیاره سرخ جو و آب خود را از دست داد؟

مقدمه

آیا تا به حال فکر کرده‌اید که مریخ امروز چقدر با مریخ ۴ میلیارد سال پیش متفاوت است؟ سیاره‌ای که امروز صحرای سرد و خشکی است، زمانی ممکن است دارای اقیانوس‌ها، دریاچه‌ها و جوی ضخیم شبیه زمین بوده باشد. اما چه اتفاقی افتاد که این دنیای بالقوه قابل سکونت به بیابانی یخ‌زده تبدیل شد؟

مریخ اولیه داستانی شگفت‌انگیز از تحولات عظیم سیاره‌ای است که می‌تواند آینده زمین و امکان حیات در سایر سیارات را برای ما روشن کند. شواهد علمی نشان می‌دهند که این سیاره در گذشته شرایطی بسیار مشابه زمین داشته، اما به دلایل متعدد—از جمله از دست دادن میدان مغناطیسی، بمباران بادهای خورشیدی و تغییرات ژئوفیزیکی—تبدیل به جهانی سرد و بی‌جو شده است.

در این مقاله جامع، به بررسی عمیق تاریخچه جو مریخ، نقش آب و دریاچه‌های باستانی، ترکیبات شیمیایی سطح، معمای متان و ویژگی‌های منحصربه‌فرد این سیاره مانند دوگانگی نیمکره‌ای و قمرهای عجیبش می‌پردازیم. شما خواهید فهمید که چرا مریخ نتوانسته جو خود را حفظ کند، چگونه دانشمندان با داده‌های مدارگردها و مریخ‌نوردها به رازهای این سیاره پی می‌برند، و چه چالش‌هایی برای سکونت بشر در آینده وجود دارد.

اگر به کاوش فضایی، زمین‌شناسی سیاره‌ای، یا امکان حیات در مریخ علاقه‌مندید، این مقاله پاسخ‌های علمی و جامعی به سوالات شما ارائه می‌دهد. با ما همراه باشید تا سفری هیجان‌انگیز به گذشته مریخ داشته باشیم و بفهمیم چرا درک این سیاره برای آینده اکتشافات فضایی انسان حیاتی است.

مریخ اولیه و از دست دادن جو

جو ضخیم اولیه و تغییرات آن در گذر زمان

یکی از تفاوت‌های اساسی میان مریخ امروز و مریخ باستانی، وجود جوی بسیار ضخیم‌تر در گذشته است. شواهد علمی نشان می‌دهند که جو این سیاره در دوران اولیه شباهت بیشتری به جو زمین داشته و قادر به حفظ آب مایع بر سطح بوده است.

پرسش کلیدی این است که چه زمانی و چگونه بخش عمده‌ای از این پوشش گازی از بین رفته است. داده‌های علمی و محاسبات نظری به وضوح تأیید می‌کنند که فرار جو در مراحل نخستین تاریخ سیاره، یعنی حدود ۴ میلیارد سال پیش، با سرعت بسیار بیشتری رخ داده است.

نکته قابل توجه این است که میدان مغناطیسی مریخ تقریباً ۴.۱ میلیارد سال پیش به طور کامل از بین رفته و در حال حاضر تنها میدان‌های مغناطیسی ضعیفی در پوسته سیاره باقی مانده‌اند که توانایی محافظت از جو را ندارند.

نقش بادهای خورشیدی و تابش فرابنفش

در دوران اولیه منظومه شمسی، خورشید جوان انرژی بسیار بیشتری نسبت به امروز تولید می‌کرد. تابش فرابنفش شدید و بادهای خورشیدی قوی‌تر، به طور مستقیم به فرسایش جو مریخ کمک کردند.

از آنجا که مریخ در آن زمان دیگر فاقد میدان مغناطیسی قوی بود، هیچ سپر حفاظتی در برابر این بمباران انرژی وجود نداشت. ذرات باردار باد خورشیدی به راحتی به لایه‌های بالایی جو نفوذ کرده و اتم‌ها و مولکول‌های گازی را به فضا پرتاب می‌کردند.

این فرآیند به نام "فرار جوی" شناخته می‌شود و در مریخ با شدت فوق‌العاده‌ای رخ داده است، به گونه‌ای که امروزه فشار جوی سطح این سیاره تنها حدود ۱٪ جو زمین است.

شواهد مدارگرد MAVEN در بررسی جو مریخ

مدارگرد MAVEN ناسا که از سال ۲۰۱۴ به طور مداوم جو مریخ را زیر نظر دارد، داده‌های دقیق و بی‌سابقه‌ای درباره فرآیند فرار جو ارائه کرده است. این مشاهدات همراه با مدل‌های نظری پیشرفته، تصویر روشن‌تری از چگونگی تحول جو ارائه می‌دهند.

بر اساس داده‌های MAVEN، نرخ فرار یون‌ها از جو مریخ در طول زمان به شکل چشمگیری تغییر کرده است. حدود ۴ میلیارد سال پیش، این نرخ در حدود ۱۰²⁷ یون در ثانیه بوده، اما امروزه به حدود ۱۰²⁴ یون در ثانیه کاهش یافته است.

این کاهش هزار برابری نشان می‌دهد که گرچه فرار جو همچنان ادامه دارد، اما در مقایسه با دوران اولیه سیاره، سرعت آن به شدت کاهش یافته است. MAVEN همچنین نشان داده که طوفان‌های خورشیدی می‌توانند به طور موقت نرخ فرار جو را تا ده برابر افزایش دهند.

تأثیر از دست دادن جو بر قابلیت سکونت

نقش جو در حفظ آب مایع و دمای سطح

از دست دادن جو تأثیر مستقیم و عمیقی بر قابلیت سکونت مریخ داشته است. جو برای حفظ آب مایع روی سطح و محافظت از موجودات احتمالی در برابر تابش‌ها و ذرات پرانرژی ضروری است.

بدون جوی کافی، آب مایع نمی‌تواند بر سطح پایدار بماند و به سرعت تبخیر شده یا یخ می‌زند. همچنین، فشار جوی پایین امروز مریخ (حدود ۶۰۰ پاسکال در مقایسه با ۱۰۱,۳۲۵ پاسکال در زمین) به معنای نقطه جوش بسیار پایین آب است—حدود ۵ درجه سانتی‌گراد.

علاوه بر این، بدون جوی ضخیم، دامنه تغییرات دمایی روزانه در مریخ بسیار زیاد است. دما می‌تواند از حدود ۲۰ درجه سانتی‌گراد در روز به منفی ۷۰ درجه در شب برسد، شرایطی که برای هر گونه حیات شناخته‌شده بسیار دشوار است.

مقایسه مریخ با سیارات مشابه (مانند ستارگان نوع M)

تحقیقات جدید نشان داده‌اند که سیاراتی که به دور ستارگان کوچک‌تر از خورشید مثل ستارگان M می‌چرخند، ممکن است به ویژه در معرض از دست دادن جو در دوره‌های اولیه تاریخ‌شان قرار داشته باشند. این سیارات می‌توانند تحت تأثیر تابش زیاد ستاره‌های خود قرار گیرند و جو خود را از دست بدهند.

ستارگان نوع M که کوتوله‌های قرمز نیز نامیده می‌شوند، در دوران جوانی خود فعالیت مغناطیسی و تابشی بسیار شدیدی دارند. سیاراتی که در منطقه قابل سکونت این ستارگان قرار دارند، باید بسیار نزدیک به ستاره خود باشند و در نتیجه در معرض بمباران شدید ذرات و تابش قرار می‌گیرند.

مطالعه تاریخچه جوی مریخ می‌تواند الگوی مفیدی برای پیش‌بینی سرنوشت سیارات فراخورشیدی باشد، به ویژه آنهایی که حول ستارگان کوتوله قرمز می‌چرخند—رایج‌ترین نوع ستاره در کهکشان ما.

پیامدهای احتمالی برای سکونت آینده بشر

وقتی به قابلیت سکونت مریخ یا سیارات دیگر نگاه می‌کنیم، باید این تغییرات زمانی را در نظر بگیریم. برای سکونت انسان در مریخ، نبود جوی قابل تنفس و حفاظتی یکی از بزرگ‌ترین چالش‌هاست.

هر پایگاه انسانی در مریخ نیازمند سیستم‌های پیچیده حفاظت از تابش خواهد بود. ساکنان باید در زیستگاه‌های فشرده با جو مصنوعی زندگی کنند و هنگام فعالیت بیرونی از لباس‌های فضایی استفاده کنند.

راه‌حل بلندمدت می‌تواند "ترافرم کردن" مریخ باشد—فرآیندی برای بازسازی جو و گرم کردن سیاره. با این حال، این کار نیازمند فناوری‌های پیشرفته و منابع عظیمی است که احتماláً قرن‌ها زمان خواهد برد. درک چگونگی از دست رفتن جو اولیه مریخ، به ما کمک می‌کند بفهمیم چه چیزی برای حفظ جوی جدید لازم است.

شواهد موافق و مخالف تکتونیک در سیاره سرخ

وجود یا عدم وجود تکتونیک صفحه‌ای فعال

مریخ فاقد تکتونیک صفحه‌ای فعال است و گسل‌های امتدادلغز آن به دوران ابتدایی تاریخ سیاره مربوط می‌شوند. این سیاره به دلیل اندازه کوچک و گرمای داخلی محدود، به سرعت سرد شده و پوسته ضخیم‌تری تشکیل داده است.

برخلاف زمین که صفحات تکتونیکی فعال دارد و پوسته به طور مداوم در حال بازیافت است، مریخ به عنوان "سیاره تک صفحه‌ای" شناخته می‌شود. این به معنای آن است که پوسته سیاره یکپارچه بوده و حرکات صفحه‌ای در آن رخ نمی‌دهد.

در نتیجه، تکتونیک فعال در این سیاره انتظار نمی‌رود و تغییرات دمایی عمدتاً به برخوردهای شهاب‌سنگی نسبت داده می‌شوند. فعالیت‌های لرزه‌ای ضعیف نشان‌دهنده هسته بزرگ‌تر و مذاب مریخ است.

ماموریت InSight ناسا که در سال ۲۰۱۸ به مریخ فرود آمد، لرزه‌نگاری را بر روی سیاره انجام داد و نشان داد که اگرچه زمین‌لرزه‌های مریخی رخ می‌دهند، اما بسیار ضعیف‌تر از زمین‌لرزه‌های زمین هستند و عمدتاً ناشی از سرد شدن و انقباض پوسته هستند.

پشته تارسیس و دره‌های والی مارینریس

شکاف‌های شعاعی و چین‌خوردگی‌های متمرکز که به پشته تارسیس مرتبط هستند، و دره‌های والی مارینریس ویژگی‌های مشابه به سیستم‌های گسل را نشان می‌دهند. تعدادی ویژگی‌های کوچک‌تر شبیه به تکتونیک نیز در این نواحی از این سیاره مشاهده می‌شود.

پشته تارسیس، که بزرگ‌ترین ساختار آتشفشانی در منظومه شمسی است، در ارتفاع ۱۰ کیلومتری بالاتر از سطح متوسط مریخ قرار دارد و بر روی آن کوه‌های آتشفشانی عظیمی مانند المپوس مونس (بلندترین کوه شناخته‌شده در منظومه شمسی با ارتفاع ۲۱ کیلومتر) واقع شده‌اند.

دره‌های والی مارینریس، سیستم دره‌ای عظیمی به طول بیش از ۴,۰۰۰ کیلومتر و عمق تا ۷ کیلومتر، در امتداد استوای مریخ قرار دارد. این ساختار احتمالاً در نتیجه فعالیت‌های تکتونیکی مرتبط با شکل‌گیری پشته تارسیس به وجود آمده است.

شکاف‌های شعاعی در منطقه سیرِنوم فوسای در جنوب تارسیس، نمونه‌ای از این ویژگی‌های تکتونیکی هستند. این شکاف‌ها نشان می‌دهند که در گذشته نیروهای کششی قابل توجهی بر پوسته مریخ اعمال شده است.

نوارهای مغناطیسی و داده‌های زمین‌شناسی

فرآیندهای تکتونیکی می‌توانند توضیح دهند که چرا نوارهای مغناطیسی متناوب در ارتفاعات جنوبی مریخ وجود دارند. این نوارها احتمالاً به تغییرات دوره‌ای قطبیت مغناطیسی هسته مریخ مرتبط هستند و شباهتی به گسترش تدریجی پشته‌های میانه اقیانوسی در هنگام تشکیل پوسته زمین دارند.

کاوشگر مارس گلوبال سروِیَر در اواخر دهه ۱۹۹۰ این نوارهای مغناطیسی را کشف کرد. آنها نشان می‌دهند که در دوران اولیه تاریخ مریخ، سیاره دارای میدان مغناطیسی قوی بوده که به طور دوره‌ای جهت خود را تغییر می‌داده است—دقیقاً همانطور که در زمین رخ می‌دهد.

با این حال، تفاوت مهم این است که در زمین این نوارها در نتیجه گسترش کف اقیانوس و تکتونیک صفحه‌ای ایجاد می‌شوند، در حالی که در مریخ مکانیسم دقیق آنها هنوز مورد بحث است. برخی دانشمندان معتقدند که ممکن است نوعی "پروتو-تکتونیک صفحه‌ای" در مریخ اولیه وجود داشته که بعداً متوقف شده است.

نبود نوارهای مغناطیسی در نواحی جوان‌تر مریخ تأیید می‌کند که میدان مغناطیسی سراسری حدود ۴.۱ میلیارد سال پیش از بین رفته و از آن زمان دیگر باز تولید نشده است.

دوگانگی نیمکره‌ای مریخ

تفاوت‌های ارتفاعی و ساختاری میان نیمکره شمالی و جنوبی

تراکم کمتر دهانه‌های برخوردی در نیمکره شمالی مریخ با تفاوت ارتفاع میان دو نیمکره مرتبط است. نیمکره شمالی در سطحی پایین‌تر قرار دارد و قدیمی‌ترین دهانه‌های آن زیر مواد رگولیت یا سنگ مدفون شده‌اند، در حالی که دهانه‌های باستانی نیمکره جنوبی همچنان قابل مشاهده هستند.

زمین‌های کم‌ارتفاع شمالی تقریباً یک‌سوم سطح مریخ را پوشش می‌دهند. در برخی مناطق، ارتفاعات جنوبی تا بیش از ۳۰ درجه شمالی از خط استوا امتداد یافته‌اند.

مطالعات میدان گرانشی سیاره نشان داده‌اند که پوسته نیمکره شمالی حدود ۳۲ کیلومتر ضخامت دارد، در حالی که پوسته نیمکره جنوبی حدود ۵۸ کیلومتر ضخامت دارد. برای درک منشاء این دوگانگی، این تفاوت در ضخامت پوسته باید توضیح داده شود.

این تفاوت ۲۶ کیلومتری در ضخامت پوسته یکی از برجسته‌ترین ویژگی‌های ژئوفیزیکی مریخ است. سطح صاف و جوان نیمکره شمالی با ارتفاعات ناهموار و کهن جنوبی که پر از دهانه‌های برخوردی قدیمی است، تضاد آشکاری دارد.

احتمال وجود اقیانوس باستانی در نیمکره شمالی

مرز میان زمین‌های کم‌ارتفاع شمالی و ارتفاعات جنوبی با شیب‌های فرسایشی تندی مشخص می‌شود که نشانه‌هایی از خطوط ساحلی باستانی را آشکار می‌کنند. این شواهد نشان می‌دهند که زمین‌های کم‌ارتفاع شمالی حدود ۳.۸ تا ۴.۱ میلیارد سال پیش احتمالاً میزبان یک اقیانوس بوده‌اند.

با این حال، اگر چنین اقیانوسی با عمق چند کیلومتر وجود داشته، انتظار می‌رفت که این مناطق از دهانه‌های برخوردی محافظت کنند.

برخی محققان خطوط موازی با ارتفاع ثابت را به عنوان خطوط ساحلی باستانی تفسیر کرده‌اند. دو خط اصلی به نام‌های "کنتاکت عربیا" (در ارتفاع حدود -۳۸۰۰ متر) و "کنتاکت دوتِریانیلَس" (در ارتفاع حدود -۲۵۰۰ متر) شناسایی شده‌اند.

با این حال، منتقدان اشاره می‌کنند که این خطوط همیشه به اندازه کافی هموار و منظم نیستند و ممکن است ناشی از فرآیندهای زمین‌شناسی دیگر باشند. همچنین، حجم آب مورد نیاز برای پر کردن چنین اقیانوسی بسیار زیاد است و منشاء آن مشخص نیست.

نظریه‌های سه‌گانه درباره منشأ دوگانگی نیمکره‌ای

سه نظریه متفاوت وجود دارد: دشت شمالی توسط یک برخورد بسیار بزرگ حدود ۴.۵ میلیارد سال پیش به وجود آمده است؛ یک جریان داغ پایدار در گوشته نیمکره جنوبی باعث ذوب جزئی شده که ماگما تولید کرده و به پوسته اولیه سیاره نفوذ کرده و فوران کرده است؛ جریان داغ گوشته جنوبی یک الگوی همرفتی بود که به عنوان نتیجه برخورد حوضه شمالی ایجاد شده است.

نظریه برخورد عظیم: این نظریه رویداد برخوردی یک حفره برای رسوبات ایجاد کرده و مکانی برای فوران گدازه‌ها فراهم کرده است که هر دو قادر به دفن دهانه‌های اولیه‌ای هستند که در کف حوضه عظیم شکل گرفته‌اند. بر اساس این فرضیه، جسمی به اندازه پلوتو یا بزرگ‌تر با مریخ برخورد کرده و حوضه عظیم شمالی را ایجاد کرده است.

نظریه جریان گوشته‌ای: این نظریه به فرآیندهای موجود در گوشته مریخ به عنوان توضیحی می‌نگرد. شاید در سیاره‌ای به اندازه مریخ (که از زمین کوچک‌تر است) الگوهای همرفتی ساده‌تر باشند و تیزی مرز دوگانگی ناشی از فرسایش باشد، نه اینکه لبه یک حوضه برخوردی را نشان دهد. در این سناریو، همرفت نامتقارن در گوشته باعث تجمع ماگما در یک نیمکره شده است.

نظریه ترکیبی: این نظریه هر دو نظریه اول و دوم را ادغام می‌کند. اینکه کدام نظریه صحیح است همچنان حل نشده باقی مانده است. ممکن است برخورد اولیه شرایط را برای الگوی همرفتی خاصی فراهم کرده باشد که سپس دوگانگی را تقویت کرده است.

قمرهای مریخ

ویژگی‌های فیزیکی و ساختاری فوبوس و دیموس

فوبوس و دیموس دو قمر کوچک مریخ هستند که شباهت‌هایی به سیارک‌ها دارند، به این معنا که ممکن است در تاریخ اولیه سیاره به دام افتاده باشند. مدارهای دایره‌ای این قمرها که با استوای مریخ هم‌راستا هستند، این فرضیه را پیچیده می‌کند.

فوبوس، بزرگ‌تر از دو قمر، دارای ابعاد تقریبی ۲۷ × ۲۲ × ۱۸ کیلومتر است و به شدت نامنظم و سیب‌زمینی شکل است. این قمر تنها ۶,۰۰۰ کیلومتر از سطح مریخ فاصله دارد—نزدیک‌ترین قمر به سیاره مادر خود در منظومه شمسی.

فوبوس با شکلی بیضوی و ساختاری شبیه "توده زباله"، به نظر می‌رسد از مواد سست جمع شده باشد. چگالی پایین آن (حدود ۱.۹ گرم بر سانتی‌متر مکعب) نشان می‌دهد که ساختار داخلی متخلخل دارد و احتمالاً شامل فضاهای خالی زیادی است.

دیموس کوچک‌تر (حدود ۱۵ × ۱۲ × ۱۱ کیلومتر) و دورتر (حدود ۲۳,۰۰۰ کیلومتر از مریخ) قرار دارد. سطح آن نسبت به فوبوس صاف‌تر است، احتمالاً به دلیل پوشیده شدن با لایه‌ای از رگولیت ریز.

نظریه‌های مربوط به منشأ قمرها

منشاء فوبوس و دیموس یکی از معماهای حل‌نشده منظومه شمسی است. دو نظریه اصلی وجود دارد:

نظریه ضبط: این نظریه می‌گوید که این قمرها در ابتدا سیارک‌هایی بودند که توسط جاذبه مریخ به دام افتادند. شباهت ترکیب طیفی آنها با سیارک‌های نوع C و D از این فرضیه حمایت می‌کند. با این حال، مشکل این است که مدارهای دایره‌ای و هم‌صفحه با استوای مریخ توضیح دشواری دارد—اجسام به‌دام‌افتاده معمولاً مدارهای بیضوی و مایل دارند.

نظریه برخورد: برخی محققان پیشنهاد می‌کنند که این قمرها از بقایای یک برخورد بزرگ با مریخ تشکیل شده‌اند، مشابه نظریه تشکیل ماه زمین. در این سناریو، مواد پرتاب شده به مدار در می‌آیند و به تدریج قمرها را تشکیل می‌دهند. این نظریه مدارهای دایره‌ای و هم‌صفحه را بهتر توضیح می‌دهد، اما با مشکل ترکیب شیمیایی متفاوت نسبت به مریخ مواجه است.

مطالعات اخیر نشان داده‌اند که ممکن است ترکیبی از هر دو فرآیند رخ داده باشد—برخوردی که منجر به تشکیل قمرهای اولیه شد، و سپس ضبط مواد سیارکی در مدارهای بعدی.

ماموریت MMX (Martian Moons eXploration) ژاپن که قرار است در دهه ۲۰۲۰ به مریخ برود و نمونه‌هایی از فوبوس به زمین بیاورد، می‌تواند به حل این معما کمک کند.

آینده قمرها و چرخه‌های تکرارشونده آنها

فوبوس تحت تأثیر نیروهای جزر و مدی قرار دارد که مدار آن را کاهش می‌دهند و پیش‌بینی می‌شود در چند ده میلیون سال آینده خرد شود. این قمر هر قرن حدود ۱.۸ سانتی‌متر به مریخ نزدیک‌تر می‌شود.

در حدود ۳۰ تا ۵۰ میلیون سال آینده، فوبوس به آنقدر به مریخ نزدیک خواهد شد که نیروهای جزر و مدی آن را از هم خواهند پاشید. این فرآیند یک حلقه زیبا اما موقت حول مریخ ایجاد خواهد کرد، شبیه حلقه‌های زحل اما در مقیاس کوچک‌تر.

در مقابل، دیموس به دور از این نیروها، احتمالاً در آینده از سیستم مریخ جدا خواهد شد. مدار این قمر به آرامی در حال گسترش است و ممکن است در نهایت از دست گرانش مریخ فرار کند.

مدل چرخه قمر نشان می‌دهد که قمرهای این سیاره به طور مکرر ایجاد و نابود می‌شوند. پس از نابودی فوبوس، مواد باقی‌مانده به سطح مریخ می‌افتند یا به مدارهای بالاتر مهاجرت می‌کنند، جایی که مجدداً قمر جدیدی تشکیل می‌شود.

فوبوس ممکن است محصول نسل‌های متعدد از این چرخه باشد. شواهد زمین‌شناسی نشان می‌دهند که مریخ در گذشته ممکن است قمرهای بزرگ‌تری داشته که طی میلیاردها سال به سطح سقوط کرده‌اند. برخی دهانه‌های برخوردی بزرگ ممکن است در واقع نتیجه سقوط قمرهای پیشین باشند.

دریاچه‌ها و دریاها در مریخ

شواهد وجود دریاچه‌های باستانی (جیزرو و اریدانیا)

زندگی روی زمین احتمالاً در اقیانوس‌ها آغاز شده و سپس به دریاچه‌ها گسترش یافته است. به همین دلیل، بررسی دریاچه‌ها و دریاهای باستانی مریخ، از جمله دریاچه دهانه جیزرو که اکنون توسط مریخ‌نورد پرسیورنس مطالعه می‌شود، اهمیت زیادی دارد.

دهانه جیزرو، که با قطر تقریبی ۴۵ کیلومتر در نیمکره شمالی مریخ واقع شده، نمونه عالی از یک سیستم دریاچه‌ای باستانی است. شواهد واضحی از دلتای رودخانه‌ای در این دهانه وجود دارد که نشان می‌دهد آب برای مدت زمان قابل توجهی در آنجا جریان داشته است.

تصاویر ماهواره‌ای کانال‌های ورودی و خروجی را نشان می‌دهند که به دریاچه متصل بوده‌اند. رسوبات لایه‌لایه در دلتا نشان‌دهنده دوره‌های مختلف فعالیت آبی هستند. پرسیورنس در حال جمع‌آوری نمونه‌هایی از این رسوبات است که ممکن است حاوی نشانه‌های زیستی باستانی باشند.

یکی از دریاچه‌های غیرعادی مریخ که در حوضه اریدانیا تشکیل شده، احتمالاً باید به عنوان یک دریا شناخته شود. این منبع آبی احتمالاً عمقی چند کیلومتری داشته و مقدار آبی که در خود نگه می‌داشته معادل تمام دریاچه‌های دیگر مریخ در آن زمان بوده است.

این دریاچه بسیار قدیمی است (حدود ۳.۸ میلیارد سال) و رسوبات رسی عمیق و ضخیم از منشاء هیدروترمال و تبخیر ساحلی دارد که مشابه رسوبات موجود در اقیانوس‌های زمین هستند. رگ‌های معدنی متراکمی که از خاک‌های این منطقه عبور می‌کنند، نشان‌دهنده گردش مایعات هیدروترمال طی مدت طولانی هستند.

فرضیه وجود اقیانوس شمالی

فرضیه وجود یک اقیانوس وسیع در شمال مریخ نه اکنون قوی‌تر شده است و نه در دهه‌های گذشته، اما این فرضیه به همان اندازه که جذاب است، گیج‌کننده نیز می‌باشد. کانال‌های وسیعی که به اقیانوس احتمالی شمالی تغذیه می‌کردند، همگی در یک زمان واحد تشکیل نشده‌اند.

شواهد اولیه نشان می‌دهند که مریخ در گذشته دارای دریاچه‌های دهانه‌ای و احتمالاً یک اقیانوس بزرگ در نیمکره شمالی بوده است. بررسی‌های مدرن وجود دریاچه‌های متعدد را تأیید کرده، اما وجود اقیانوس شمالی همچنان مورد بحث است.

همچنین مشخص نیست که این کانال‌ها تنها توسط آب ایجاد شده باشند، زیرا گدازه با ویسکوزیته پایین نیز می‌تواند عامل فرسایش‌زای دیگری باشد. برخی کانال‌ها ویژگی‌هایی دارند که بیشتر با جریان گدازه سازگارند.

داده‌های سنجش از دور با وضوح بالا برای جستجو به دنبال خط ساحلی به عنوان مدرکی برای اقیانوس شمالی استفاده شده است، اما این جستجو تاکنون نتایج قطعی به دست نیاورده است. خطوط پیشنهادی اغلب به وسیله دهانه‌های برخوردی قطع شده‌اند یا ارتفاع یکنواختی ندارند.

در حال حاضر، هیچ مدرک قطعی برای نشان دادن این که یک اقیانوس باستانی در شمال مریخ وجود داشته است، وجود ندارد. یکی از مسائل مشکل‌ساز این است که براساس برآوردها، مقدار آب موجود برای تشکیل یک اقیانوس شمالی کافی نبوده است، حتی با در نظر گرفتن نرخ بالای از دست رفتن آب به فضا.

نقش آب در شکل‌گیری حیات و رسوبات معدنی

داده‌های زمین‌شناسی و کانی‌های دگرگونی آبی نشان می‌دهند که در دوران نوآشیان (Noachian era)، مریخ دارای صدها دریاچه بوده است که بیشتر آن‌ها برای مدت کوتاهی شکل گرفته و سپس دچار فرسایش شده‌اند.

هنوز مشخص نیست که آیا این دریاچه‌ها به دلیل آب و هوای گرم یا جو ضخیم‌تر تشکیل شده‌اند یا در نوسانات اقلیمی یک سیاره سرد و یخ‌زده پدید آمده‌اند. دو سناریوی متفاوت برای آب و هوای مریخ اولیه وجود دارد:

سناریوی "گرم و مرطوب": در این مدل، مریخ اولیه جوی ضخیم از CO2 داشته که اثر گلخانه‌ای قوی ایجاد می‌کرده و دمای بالای نقطه انجماد آب را حفظ می‌کرده است. در این شرایط، دریاچه‌ها و رودخانه‌ها به طور مداوم وجود داشته‌اند.

سناریوی "سرد و یخی": در این مدل، مریخ عمدتاً یخ‌زده بوده اما دوره‌های موقت گرمایش (ناشی از فعالیت آتشفشانی، برخوردهای بزرگ، یا تغییرات مداری) باعث ذوب یخ‌ها و تشکیل موقت آب مایع شده است.

شواهد فعلی بیشتر از سناریوی دوم حمایت می‌کنند، اما بحث همچنان ادامه دارد. آنچه مسلم است این است که آب مایع حداقل به صورت موقت در سطح مریخ وجود داشته و محیط‌هایی ایجاد کرده که می‌توانسته‌اند برای حیات میکروبی مناسب باشند.

رسوبات معدنی مانند فیلوسیلیکات‌ها (رس‌ها) که تنها در حضور آب تشکیل می‌شوند، در بسیاری از مناطق قدیمی مریخ یافت شده‌اند. این کانی‌ها شواهد قوی برای وجود محیط‌های آبی پایدار هستند که می‌توانسته‌اند از حیات حمایت کنند.

ترکیبات شیمیایی سطح مریخ

کربنات‌ها در مریخ

نقش CO2 در تشکیل کربنات‌ها

شکل‌گیری مورفولوژی سطحی مریخ احتمالاً ناشی از شرایط گرم و مرطوب گذشته این سیاره است، هرچند شدت گرما و میزان رطوبت هنوز مشخص نیست. آب در این سیاره می‌تواند در دماهای پایین باقی بماند به دلیل گازهای گلخانه‌ای، که تابش کمتر خورشید را جبران می‌کند.

پرسش‌های مربوط به فشار CO2 در جو مریخ باستان و شواهد موجود در لایه‌های پوسته، مانند کربنات‌ها، همچنان مطرح است. در زمین، CO2 جوی به راحتی با آب واکنش داده و کربنات‌های کلسیم و منیزیم را تشکیل می‌دهد که در سنگ‌های رسوبی (مثل سنگ آهک) ذخیره می‌شوند.

اگر مریخ واقعاً جوی ضخیم از CO2 داشته، انتظار می‌رود که لایه‌های گسترده‌ای از کربنات‌ها در سطح یا زیرسطح یافت شوند. با این حال، چنین ذخایر عظیمی تاکنون کشف نشده‌اند—این یکی از بزرگ‌ترین معماهای مریخ است.

مدل‌های ژئوشیمیایی نشان می‌دهند که رسوبات کربناتی، مانند سیدریت (کربنات آهن) و کلسیت (کربنات کلسیم)، ممکن است در محیط‌های آبی اولیه این سیاره وجود داشته باشند. با این حال، تعداد کمی از برش‌های غنی از کربنات در مریخ شناسایی شده‌اند.

کمبود کربنات‌ها و فرضیه‌های توضیحی

این کمبود کربنات‌ها معما است، اما محاسبات نشان می‌دهند که تشکیل کربنات‌ها در محیط‌های اقیانوسی با pH پایین و فشار CO2 بالا ممکن نیست. آب‌های اسیدی (با pH پایین) کربنات‌ها را حل می‌کنند به جای اینکه آنها را رسوب دهند.

چندین فرضیه برای توضیح کمبود کربنات‌ها وجود دارد:

فرضیه آب اسیدی: اگر آب‌های سطحی مریخ به دلیل فعالیت آتشفشانی (که SO2 و سایر گازهای اسیدی تولید می‌کند) اسیدی بوده‌اند، کربنات‌ها نمی‌توانسته‌اند تشکیل شوند یا به سرعت حل شده‌اند.

فرضیه دفن عمیق: ممکن است کربنات‌های زیادی تشکیل شده باشند اما زیر لایه‌های ضخیم رسوبات جوان‌تر یا گدازه مدفون شده‌اند و برای ابزارهای سنجش از دور مداری قابل رؤیت نیستند.

فرضیه جو محدود: شاید جو مریخ هرگز به اندازه‌ای ضخیم نبوده که مقادیر زیادی CO2 برای تشکیل کربنات‌های گسترده فراهم کند.

همچنین امکان دارد برش‌های غنی از کربنات هنوز توسط مأموریت‌های مدارگرد شناسایی نشده باشند و ممکن است در آینده توسط مأموریت‌های فرود مانند پرسیورنس و اگزومارس شناسایی شوند. مأموریت‌های رُوِر می‌توانند نواحی کوچک‌تر و با وضوح بالاتر را بررسی کنند که از مدار قابل شناسایی نیستند.

تشکیل کربنات‌ها از فرآیندهای جوّی

یافته‌های مأموریت‌های مریخی و تحلیل شهاب‌سنگ‌ها

برخی کربنات‌ها که احتمالاً منشاء جوّی دارند، توسط مأموریت‌های مریخی یا مطالعات شهاب‌سنگ‌های مریخی شناسایی شده‌اند. به عنوان مثال، کربنات کلسیم در خاک اطراف محل فرود فینیکس ممکن است از تعامل CO2 جو با فیلم‌های آب مایع بر روی سطح ذرات گرد و غبار تشکیل شده باشد.

داده‌های طیف‌سنج حرارتی انتشار (TES) نشان داد که ۲ تا ۵ درصد وزنی کربنات‌ها در ۲۱ منطقه از سطح مریخ وجود دارد، عمدتاً شامل مگنزیت (کربنات منیزیم). این یافته با داده‌های MiniTES در محل فرود مریخ‌نورد فرصت (Opportunity) همخوانی دارد.

در دهانه گیل، گاز CO2 در دماهای ۴۵۰ تا ۸۰۰ درجه سانتی‌گراد در رسوبات شناسایی شد که با کربنات‌های غنی از Fe و Mg همخوانی دارد. این دماها نشان می‌دهند که کربنات‌ها تحت شرایط گرمابی (هیدروترمال) تشکیل شده‌اند.

همچنین، مطالعات ایزوتوپی اکسیژن کربنات‌ها در شهاب‌سنگ ALH84001 نشان می‌دهد که ممکن است تبادل CO2 جو با O(1D) تولید شده توسط تجزیه فتوکیمیایی اوزون باعث عدم تعادل ایزوتوپی اکسیژن شود. شهاب‌سنگ ALH84001 که در قطب جنوب یافت شد، حاوی گلبول‌های کربناتی است که برای مدت طولانی موضوع بحث بوده‌اند.

نقش تخلیه‌های الکتریکی و واکنش‌های فتوکیمیایی

اگر کربنات‌ها از CO2 جوّ از طریق فتوکیمیای ناشی از اشعه ماوراء بنفش C (UVC) تشکیل شوند، الکترون‌های انرژی‌زا از تخلیه الکتروستاتیک در طوفان‌های گرد و غبار مریخی می‌توانند واکنشی مشابه را ایجاد کنند.

طوفان‌های گرد و غبار مریخ می‌توانند بسیار شدید باشند و گاهی کل سیاره را فرا می‌گیرند. در این طوفان‌ها، ذرات گرد و غبار با یکدیگر برخورد کرده و بار الکتریکی تولید می‌کنند، شبیه رعد و برق در طوفان‌های زمینی.

شبیه‌سازی‌های آزمایشگاهی نشان داده‌اند که کربنات‌ها در واکنش‌های الکتروشیمیایی با کلریدها تحت شرایط جوّ مریخ تشکیل می‌شوند. در این آزمایش‌ها، محققان شرایط جو مریخ (فشار پایین، ترکیب گازی، دما) را شبیه‌سازی کرده و نشان داده‌اند که تخلیه‌های الکتریکی می‌توانند واکنش‌های شیمیایی را راه‌اندازی کنند که منجر به تشکیل کربنات‌ها می‌شوند.

این مکانیسم می‌تواند توضیح دهد که چرا کربنات‌ها به صورت پراکنده و در مقادیر کم در سطح مریخ یافت می‌شوند، به جای لایه‌های ضخیم و گسترده که در زمین مشاهده می‌شود.

اکسیدهای آهن در مریخ

بلوبری‌ها: شواهدی از وجود آب در گذشته

هماتیت (Fe2O3)، اکسید آهن، به طور گسترده‌ای در سطح مریخ یافت می‌شود و همان چیزی است که به سیاره رنگ سرخ مشهورش می‌دهد. «بلوبری‌ها»، کروی‌های هماتیت که توسط مریخ‌نورد فرصت (Opportunity) در Meridiani Planum کشف شدند، نشان‌دهنده حضور آب مایع در گذشته در این منطقه هستند.

این کروی‌ها به رنگ آبی در تصاویر رنگی نادرست دیده می‌شوند و به دلیل شباهت ظاهری به توت‌های آبی نام‌گذاری شدند. قطر آنها معمولاً چند میلی‌متر است و به صورت فراوان در سطح و در داخل سنگ‌ها یافت می‌شوند.

نحوه تشکیل این ساختارها هنوز روشن نیست و نظریه‌های مختلفی برای آن وجود دارد، از جمله تبدیل گوتیت به هماتیت یا تأثیر مایعات هیدروترمال. یکی از فرضیه‌های رایج این است که این کروی‌ها در اثر نفوذ آب زیرزمینی غنی از آهن در سنگ‌های رسوبی تشکیل شده‌اند—فرآیندی به نام کانکِرِشن (concretion).

در این فرآیند، آهن محلول در آب به تدریج حول هسته‌های کوچک رسوب می‌کند و کروی‌های هماتیت را می‌سازد. سپس سنگ اطراف فرسایش می‌یابد و این کروی‌های سخت‌تر باقی می‌مانند—مانند کش‌مش در کیک که پس از فرسایش کیک، روی سطح باقی می‌مانند.

سولفات‌های هیدراته و توزیع آنها در سطح سیاره

وجود کروی‌های هماتیتی (بلوبری‌ها) در مریخ نشان‌دهنده فعالیت‌های هیدروترمال در Meridiani Planum است، اما مریخ‌نورد اسپیریت در گودال گوسِف هیچ هماتیتی پیدا نکرد. در گودال گیل نیز هماتیت شناسایی شده، اما هیچ کروی هماتیتی در سنگ‌ها یافت نشده است.

سولفات‌های هیدراته، شامل سولفات‌های منیزیم، آهن، آلومینیوم و کلسیم، در سطح این سیاره یافت می‌شوند. سولفات منیزیم به ویژه در فرم‌های کایزِریت (MgSO4·H2O) و پلی‌هیدراته رایج است و لایه‌هایی چند کیلومتری، به ویژه در نواحی استوایی مریخ، تشکیل می‌دهند.

این سولفات‌ها همچنین در نواحی جنوبی مریخ که به دوره نوآشیان تعلق دارند شناسایی شده‌اند و بینش‌های مهمی درباره تاریخچه هیدرولوژیکی و اقلیمی مریخ ارائه می‌دهند.

سولفات‌های هیدراته مختلفی مانند سولفات‌های آهن، آلومینیوم و کلسیم در مریخ شناسایی شده‌اند. این سولفات‌ها به ویژه در دوره هسپریان (Hesperian)، زمانی که آب در دسترس بوده، تشکیل شده‌اند و بیشتر در نواحی با سنگ‌های بازالتی یافت می‌شوند.

فرآیند تشکیل سولفات‌ها معمولاً شامل اکسیداسیون مواد معدنی حاوی گوگرد در حضور آب است. فعالیت‌های آتشفشانی SO2 را در جو آزاد می‌کنند که با آب ترکیب شده و اسید سولفوریک را تشکیل می‌دهد. این اسید سپس با سنگ‌ها واکنش داده و سولفات‌های مختلف را تولید می‌کند.

همچنین، مقادیر زیادی گچ (سولفات کلسیم هیدراته یا CaSO4·2H2O) در مناطق قطبی شمالی مریخ مشاهده شده است. در دوره‌های هیدروترمال، وریدهای سولفات کلسیم در دهانه‌های اِندِوِر و گیل ممکن است تشکیل شده باشند.

بزرگ‌ترین ذخایر گچ در تپه‌های قطبی شمالی با سن آمازونی (Amazonian) وجود دارند که احتمالاً از تعامل سنگ و آب معدنی‌شده یا فرسایش مواد گچ‌دار تشکیل شده‌اند. سولفات‌های هیدراته در سطح و زیر سطح مریخ تحت تأثیر تغییرات فصلی و روزانه قرار گرفته و ممکن است به فازهای مختلف تبدیل شوند.

شبیه‌سازی‌ها نشان می‌دهند که این سولفات‌ها می‌توانند در اثر فرآیندهای دهیدراتاسیون (از دست دادن آب) و اکسیداسیون تغییر کنند. برای مثال، در طول روز با افزایش دما، برخی سولفات‌های هیدراته ممکن است آب خود را از دست بدهند و به فرم‌های بی‌آب یا کم‌آب‌تر تبدیل شوند، سپس در شب سرد دوباره آب جذب کنند.

کانی‌شناسی خاک‌ها و تکامل پوسته مریخ

منشأ فیلوسیلیکات‌ها و فرآیندهای دیاژنتیکی

نتیجه کلیدی در درک تشکیل فیلوسیلیکات‌های مریخی، شواهدی است که نشان می‌دهد خاک‌های دهانه گیل از فرآیند دیاژنز دمای پایین (<50 °C) به وجود آمده‌اند. این فرآیند شامل واکنش دانه‌های دِتریتال مانند اولیوین و پلاژیوکلاز با آب‌های زیرزمینی رقیق است.

فیلوسیلیکات‌ها یا کانی‌های رسی، گروهی از کانی‌های سیلیکاتی هستند که دارای ساختار لایه‌ای هستند و تنها در حضور آب تشکیل می‌شوند. وجود آنها در مریخ یکی از قوی‌ترین شواهد برای محیط‌های آبی طولانی‌مدت در گذشته است.

بافت‌های سنگ‌های رسوبی مانند گره‌ها (nodules) و رگ‌ها (veins) شواهدی از منشأ دیاژنتیکی خاک‌ها به جای منشأ دِتریتالی ارائه می‌دهند. منشأ دیاژنتیکی به معنای تشکیل در محل است—یعنی کانی‌ها در همان جایی که اکنون هستند از واکنش‌های شیمیایی تشکیل شده‌اند، نه اینکه از جای دیگری حمل شده باشند.

این فرآیند احتمالاً منشأ خاک‌های نواحی کوهستانی باستانی است. تشکیل فیلوسیلیکات‌ها نیازمند شرایط خاصی است: آب مایع، pH نسبتاً خنثی (نه خیلی اسیدی)، و زمان کافی برای واکنش‌های شیمیایی.

نوع فیلوسیلیکات تشکیل شده به شرایط محیطی بستگی دارد. به عنوان مثال، اسمکتیت‌ها (مانند مونت‌موریلونیت) در شرایط خنثی تا قلیایی با نسبت آب به سنگ متوسط تشکیل می‌شوند، در حالی که کائولینیت در شرایط اسیدی‌تر یا با نسبت آب به سنگ بالاتر شکل می‌گیرد.

شواهد مأموریت‌های MSL و Mars 2020

نتایج مأموریت MSL (Mars Science Laboratory) نشان می‌دهند که خاک‌های غنی از اسمکتیت و ارتباط آن‌ها با رسوبات لایه‌ای، محیط باستانی قابل سکونت و چرخه هیدرولوژیکی پایدار را نشان می‌دهند.

مریخ‌نورد کنجکاوی (Curiosity) که بخشی از مأموریت MSL است، در دهانه گیل مجموعه‌ای از کانی‌های رسی را کشف کرده که نشان می‌دهند در گذشته این منطقه دارای دریاچه‌ای با آب قلیایی تا خنثی بوده است—شرایطی که برای حیات میکروبی مناسب است.

تجزیه و تحلیل نمونه‌های حفاری شده توسط کنجکاوی نشان داد که این خاک‌ها حاوی عناصر ضروری برای حیات مانند کربن، هیدروژن، نیتروژن، اکسیژن، فسفر و گوگرد هستند—همان عناصری که در زمین برای حیات لازم هستند.

در سایت فرود Mars2020 در دهانه جِزِرو، رسوبات قدیمی دلتا با خاک‌های حاوی خاک‌رس وجود دارند که باید بررسی شود که آیا منشأ دیاژنتیکی دارند یا ورودی خاک‌رس دِتریتالی نقش داشته است.

پرسیورنس در حال جمع‌آوری نمونه‌هایی از این رسوبات است که قرار است در مأموریت‌های آینده به زمین بازگردانده شوند (Mars Sample Return mission). تجزیه و تحلیل دقیق این نمونه‌ها در آزمایشگاه‌های پیشرفته زمین می‌تواند به سوالات اساسی درباره تاریخچه آب و احتمال حیات در مریخ پاسخ دهد.

ارتباط کانی‌ها با محیط‌های قابل‌سکونت باستانی

شهاب‌سنگ‌های مریخی ناکلیتی دارای رگ‌های غنی از سیدریت (کربنات آهن) و سرپانتین فِریک ممکن است سرنخی از منشأ فیلوسیلیکات‌های مرتبط با دهانه‌های برخوردی در مریخ ارائه دهند.

شهاب‌سنگ‌های ناکلیتی نوعی سنگ آذرین هستند که از مریخ منشأ گرفته‌اند و در برخوردهای بزرگ به فضا پرتاب شده و سپس بر روی زمین فرود آمده‌اند. مطالعه این شهاب‌سنگ‌ها اطلاعات ارزشمندی درباره تاریخچه زمین‌شناسی و هیدرولوژیکی مریخ ارائه می‌دهد.

وجود سرپانتین—کانی رسی که معمولاً در شرایط هیدروترمال تشکیل می‌شود—در این شهاب‌سنگ‌ها نشان می‌دهد که سیستم‌های هیدروترمال فعال در مریخ وجود داشته‌اند. چنین سیستم‌هایی در زمین اغلب با حیات میکروبی مرتبط هستند.

ترکیب خاص کانی‌ها می‌تواند اطلاعاتی درباره pH، دما، فشار، و ترکیب شیمیایی آب باستانی ارائه دهد. برای مثال، وجود اسمکتیت‌ها نشان‌دهنده محیطی با pH خنثی تا قلیایی است که برای بسیاری از فرم‌های حیات مناسب است.

از سوی دیگر، وجود سولفات‌ها به وفور می‌تواند نشان‌دهنده محیط‌های اسیدی‌تر باشد که ممکن است چالش‌برانگیزتر برای حیات بوده باشند. توالی لایه‌بندی کانی‌ها در سنگ‌های رسوبی مریخ داستان تحول محیطی را روایت می‌کند.

در دهانه گیل، به عنوان مثال، لایه‌های پایینی غنی از فیلوسیلیکات‌ها هستند (نشان‌دهنده محیط خنثی و قابل سکونت)، در حالی که لایه‌های بالاتر غنی از سولفات‌ها هستند (نشان‌دهنده تغییر به شرایط اسیدی‌تر و احتماláً خشک‌تر). این توالی نشان می‌دهد که شرایط محیطی مریخ در طول زمان تغییر کرده است.

متان در مریخ به زبان ساده

تاریخچه کشف متان در جو مریخ

شناسایی گاز متان در مریخ به دهه ۱۹۷۰ بازمی‌گردد و در دهه‌های بعد، با استفاده از تلسکوپ‌ها و فضاپیماها، داده‌های دقیق‌تری به دست آمد. فضاپیمای Mars Express نشان داد که میزان متان در جو مریخ بین ۰ تا ۳۰ ppb (parts per billion - قسمت در میلیارد) تغییر می‌کند و به تغییرات فصلی و چرخه آب مرتبط است.

کاوشگر کنجکاوی از ۲۰۱۲ به بعد غلظت متان را به طور متوسط ۰.۷ ppb اندازه‌گیری کرد که گاهی به ۷ ppb می‌رسد، اما منبع دقیق آن هنوز مشخص نیست. این تغییرات شدید (تا ده برابر) در مقیاس زمانی روزها تا هفته‌ها رخ می‌دهند و کاملاً غیرمنتظره هستند.

متان در جو مریخ باید به سرعت تجزیه شود—عمر آن در شرایط کنونی جو مریخ حدود ۳۰۰ سال است. بنابراین، مشاهده متان به معنای آن است که باید منبع فعالی برای تولید یا آزادسازی آن وجود داشته باشد.

جالب‌تر اینکه، مدارگرد Trace Gas Orbiter (TGO) که از سال ۲۰۱۶ با حساسیت بسیار بالا جو مریخ را زیر نظر دارد، سطوح قابل تشخیص متان را مشاهده نکرده است. این تناقض بین مشاهدات سطحی و مداری یکی از بزرگ‌ترین معماهای کنونی علم سیاره‌ای است.

منابع احتمالی متان (زیستی و غیرزیستی)

متان ممکن است از منابع زمین‌شناسی مانند فعالیت‌های آتشفشانی یا واکنش‌های شیمیایی زیرسطحی باشد، یا ممکن است نشان‌دهنده وجود حیات باشد. در زمین، ۹۵٪ متان توسط میکروب‌هایی به نام متانوژن‌ها تولید می‌شود، اما در مریخ به دلیل کمبود آب، احتمالاً منشأ غیرزیستی دارد.

منابع زیستی احتمالی:

• متانوژن‌های زیرسطحی که در محیط‌های محافظت‌شده زندگی می‌کنند

• تجزیه مواد آلی باستانی توسط میکروب‌های فعلی

• آزادسازی متان به دام افتاده در یخ‌های آب یا کلاترات‌ها

منابع غیرزیستی احتمالی:

• واکنش‌های هیدروترمال زیرسطحی (سرپانتینایزیشن)

• آزادسازی متان به دام افتاده در معادن یا یخ‌ها

• تولید متان از واکنش‌های شیمیایی اتمسفریک

• تجزیه مواد آلی ورودی از شهاب‌سنگ‌ها توسط تابش UV

واکنش سرپانتینایزیشن یکی از جذاب‌ترین مکانیسم‌های غیرزیستی است. در این فرآیند، سنگ‌های حاوی اولیوین (که در مریخ فراوان است) با آب واکنش داده و هیدروژن تولید می‌کنند. سپس هیدروژن می‌تواند با CO2 واکنش داده و متان تولید کند. این واکنش‌ها در دماهای نسبتاً پایین (۲۰۰-۴۰۰ درجه سانتی‌گراد) رخ می‌دهند و در زمین در کف اقیانوس‌ها رایج هستند.

تغییرات فصلی متان و فرضیه‌های علمی مربوط به آن

تغییرات فصلی متان ممکن است ناشی از واکنش‌های شیمیایی غیرزیستی با کانی‌ها و رس‌ها باشد. پژوهش‌ها نشان داده‌اند که متان می‌تواند به روش‌های غیرزیستی در مریخ تولید شود، از جمله تجزیه مواد آلی توسط شهاب‌سنگ‌ها، گازهای آتشفشانی، واکنش‌های کاتالیزوری و در آب‌های گرمابی یا سفره‌های زیرزمینی.

یکی از فرضیه‌های جالب این است که متان ممکن است در کلاترات‌های یخی زیرسطحی ذخیره شده باشد. کلاترات‌ها ساختارهای قفس مانند یخی هستند که مولکول‌های گاز را در داخل خود نگه می‌دارند. در شرایط خاص دما و فشار، این کلاترات‌ها پایدار هستند، اما با تغییر شرایط (مثلاً در تابستان یا در طول فعالیت زمین‌گرمایی) ممکن است آزاد شوند و متان را به جو منتشر کنند.

فرضیه دیگر مربوط به جذب و آزادسازی متان توسط رِگولیت (خاک سطحی) است. آزمایش‌های آزمایشگاهی نشان داده‌اند که خاک مریخ می‌تواند متان را جذب کند و سپس تحت شرایط خاص آن را آزاد کند. این فرآیند می‌تواند توضیح دهد که چرا مشاهدات سطحی متان را شناسایی می‌کنند اما مشاهدات مداری خیر—متان ممکن است قبل از رسیدن به لایه‌های بالایی جو دوباره جذب شود.

برخی محققان همچنین پیشنهاد کرده‌اند که متان ممکن است توسط فرآیندهای الکتروشیمیایی در طوفان‌های گرد و غبار تولید شود. رعد و برق در این طوفان‌ها می‌تواند واکنش‌های شیمیایی را راه‌اندازی کند که CO2 و آب را به متان تبدیل می‌کنند.

این تحقیقات همچنان ادامه دارد و دانشمندان امیدوارند در مأموریت‌های آینده به پاسخ دقیقی درباره منبع متان در مریخ برسند. مأموریت ExoMars که قرار است مته‌کاری عمیق (تا ۲ متر) انجام دهد، ممکن است بتواند شواهد مستقیم‌تری از منشأ متان ارائه دهد.

حل معمای متان نه تنها برای درک مریخ، بلکه برای فهم امکان حیات در سیارات دیگر نیز اهمیت فوق‌العاده دارد. اگر متان منشأ زیستی داشته باشد، این یکی از مهم‌ترین کشفیات علمی در تاریخ خواهد بود.

نتیجه گیری

مریخ داستانی از تحول شگفت‌انگیز یک سیاره است که از دنیایی بالقوه قابل سکونت با جوی ضخیم، آب مایع و شرایط مشابه زمین، به صحرای یخ‌زده و بی‌جوی امروزی تبدیل شده است. از دست دادن میدان مغناطیسی حدود ۴.۱ میلیارد سال پیش نقطه عطفی بود که جو این سیاره را در برابر بمباران بادهای خورشیدی و تابش فرابنفش بی‌دفاع گذاشت.

شواهد علمی از دریاچه‌های باستانی مانند دهانه جیزرو و حوضه اریدانیا، کانی‌های آبی مانند فیلوسیلیکات‌ها و سولفات‌های هیدراته، و ساختارهای زمین‌شناسی منحصربه‌فرد مانند دوگانگی نیمکره‌ای و پشته تارسیس، تصویری روشن از گذشته پرآب و فعال مریخ ارائه می‌دهند. معمای متان و کمبود کربنات‌ها همچنان سوالات علمی مهمی را مطرح می‌کنند که پاسخ به آنها می‌تواند درک ما از امکان حیات را متحول کند.

مأموریت‌های پیشرفته مانند پرسیورنس، کنجکاوی، MAVEN و مأموریت آینده ExoMars به تدریج لایه‌های این معماها را باز می‌کنند. درک تاریخچه مریخ نه تنها به ما کمک می‌کند بفهمیم چرا این سیاره قابلیت سکونت خود را از دست داد، بلکه راهنمای ارزشمندی برای جستجوی حیات در سیارات فراخورشیدی—به ویژه آنهایی که به دور کوتوله‌های قرمز می‌چرخند—ارائه می‌دهد.

برای سکونت آینده بشر در مریخ، چالش‌های عظیمی از جمله حفاظت از تابش، ایجاد زیستگاه‌های فشرده و احتمالاً ترافرم کردن سیاره وجود دارد. با این حال، هر کشف جدید ما را به درک بهتر این همسایه سرخ و امکان‌های بی‌پایان کاوش فضایی نزدیک‌تر می‌کند. مریخ نه تنها آینده اکتشافات انسان، بلکه آینه‌ای است که در آن می‌توانیم سرنوشت احتمالی زمین خود را ببینیم.

سوالات متداول

منابع

Mars: New Insights and Unresolved Questions -  Cambridge University Press