Как известно, вода кипит при 100 ° C. Но это верно только на уровне моря, поскольку точка кипения зависит от атмосферного давления: чем выше высота, тем тоньше атмосфера и тем ниже точка кипения. Например, на вершине Эвереста вода кипит при 60 ° C. Но на Марсе, где атмосфера намного тоньше, чем на Земле, она может кипеть при температурах до 0 ° C. Во время марсианского лета, когда подземный водяной лед начинает таять и выходить на поверхность, где средняя температура достигает 20 ° C, он немедленно начинает закипать.
То же самое и с потоками соленой воды, обнаруженными в прошлом году. Так может ли испаряющаяся жидкость изменить марсианский пейзаж?Чтобы выяснить это, группа исследователей из Открытого университета (Великобритания) использовала бывшую водолазную декомпрессионную камеру, чтобы воспроизвести низкое давление марсианской атмосферы. В то же время другая команда из лаборатории GEOPS (CNRS / Universite Paris-Sud) провела тот же эксперимент, но на этот раз в холодной камере при атмосферном давлении Земли.
В обеих камерах кусок чистого водяного льда, а затем один из соленого водяного льда были растоплены при температуре 20 ° C (как на Марсе летом) на покрытом песком склоне.Эксперименты показали, что в потоках, возникающих в земных условиях, вода постепенно просачивалась в песок, не оставляя следов на поверхности после высыхания. Однако то, что наблюдалось в марсианской камере, было совсем другим. Вода, образовавшаяся при таянии льда, закипела, как только достигла поверхности, а выделившийся газ вызвал выброс песчинок.
Они постепенно образовывали небольшие гребни на фронте потока, которые по мере роста становились нестабильными и фактически вызывали лавины сухого песка. При более низком давлении процесс был еще более жестоким. В отличие от того, что наблюдается на Земле, поверхность, когда-то высохшая, поэтому имела серию гребней.Этот процесс не так эффективен в случае соленой воды, поскольку в марсианских условиях она более устойчива, чем чистая вода.
Однако, поскольку соленая вода более вязкая, она может уносить песчинки и образовывать небольшие каналы — процесс, который иногда может стать взрывоопасным при низком давлении.Эти результаты, проанализированные совместно с другими лабораториями по всему миру, включая Institut d’Astrophysique Spatiale (CNRS / Universite Paris Sud), дают новое представление о влиянии потока воды — соленой или нет — на поверхность Марса. Неустойчивость воды не только не делает ее незначительной, но и значительно усиливает ее влияние на морфологию поверхности. Это расширяет потенциальный диапазон процессов, которые могут объяснить активность на поверхности Марса, например, наблюдаемую весной на склонах планеты во время таяния зимнего холода, состоящего из CO2 и водяного льда, а также темных потоков (повторяющийся склон Lineae) встречается летом.
Возможное присутствие жидкой воды на поверхности Марса — ключевой вопрос в поисках среды, потенциально благоприятной для жизни. До сих пор обнаружение жидкой воды зависело от определения морфологий, аналогичных тем, которые образуются на Земле потоком жидкой воды, таких как каналы, овраги или просто сезонное появление темных следов, вызванных увлажнением поверхности. Однако потоки, полученные в лаборатории, показывают, что морфология, полученная в марсианских или земных условиях, очень отличается. Прямое сравнение форм рельефа, образовавшихся на Земле и на Марсе, поэтому не представляется подходящим для обнаружения появления жидкости на Марсе, что меняет нашу интерпретацию поверхности Марса.
[1] В Institut d’Astrophysique Spatiale (CNRS / Universite Paris-Sud), когда выполнялись работы.