stringtranslate.com

Цвет поверхности Марса

Yogi Rock , проанализированный марсоходом Sojourner (4 июля 1997 г.)

Поверхность планеты Марс издалека кажется красноватой из-за ржавой атмосферной пыли . [1] Вблизи она больше похожа на ириски , [ 1] а другие распространенные цвета поверхности включают золотистый, коричневый, желтовато-коричневый и зеленоватый, в зависимости от минералов. [1]

Видимый цвет марсианской поверхности позволил людям отличить ее от других планет на ранних этапах человеческой истории и побудил их сплетать басни о войне, связанные с Марсом. Одно из его самых ранних зарегистрированных названий, Har decher , буквально означало «Красный» на египетском языке . [2] Его цвет, возможно, также способствовал возникновению зловредной ассоциации в индийской астрологии , поскольку ему были даны названия Angaraka и Lohitanga , оба из которых отражают отчетливо красный цвет Марса, видимый невооруженным глазом. [2]


Причина красного цвета и его обширность

Современные наблюдения показывают, что краснота Марса поверхностная. Марсианская поверхность выглядит красноватой в первую очередь из-за повсеместного слоя пыли (частицы обычно имеют размер от 3 мкм до 45 мкм в поперечнике [3] [4] ), толщина которого обычно составляет порядка миллиметров. Даже там, где встречаются самые толстые отложения этой красноватой пыли, например, в районе Фарсиды, толщина слоя пыли, вероятно, не превышает 2 метров (6,6 футов). [5] Таким образом, красноватая пыль по сути является чрезвычайно тонким слоем на поверхности Марса и никоим образом не представляет собой основную часть марсианской подповерхности.

Вид марсианского грунта и валунов с борта Curiosity после пересечения песчаной дюны «Dingo Gap» (9 февраля 2014 г.; необработанный цвет)

Марсианская пыль имеет красноватый оттенок в основном из-за спектральных свойств нанофазных оксидов железа (npOx), которые, как правило, доминируют в видимом спектре. Конкретные минералы npOx не были полностью ограничены, но нанокристаллический красный гематит (α-Fe 2 O 3 ) может быть доминирующим по объему, [6] по крайней мере, на глубине отбора проб менее 100 мкм [7] инфракрасных дистанционных датчиков, таких как прибор Mars Express OMEGA. Остальное железо в пыли, возможно, до 50% массы, может быть в обогащенном титаном магнетите (Fe 3 O 4 ). [8] Магнетит обычно черного цвета с черной полосой, [9] и не вносит вклад в красноватый оттенок пыли.

Массовая доля хлора и серы в пыли больше, чем та, которая была обнаружена (марсоходами Spirit и Opportunity ) в типах почв в кратере Гусева и плато Меридиана . Сера в пыли также показывает положительную корреляцию с npOx. [10] Это говорит о том, что очень ограниченное химическое изменение тонкими пленками рассола (облегченное образованием инея из атмосферной H 2 O) может производить часть npOx. [10] Кроме того, дистанционные наблюдения за атмосферной пылью (которые показывают небольшие отличия состава и размера зерен от поверхностной пыли) указывают на то, что основной объем пылевых зерен состоит из плагиоклазового полевого шпата и цеолита , а также второстепенных пироксеновых и оливиновых компонентов. [11] Такой мелкий материал может легко образовываться посредством механической эрозии из богатых полевым шпатом базальтов , таких как породы в южных высокогорьях на Марсе. [11] В совокупности эти наблюдения указывают на то, что любые химические изменения пыли под воздействием воды были весьма незначительными.

Наличие нанофазных оксидов железа (npOx) в пыли

Существует несколько процессов, которые могут давать npOx как продукт окисления без участия свободного кислорода (O 2 ). Один или несколько из этих процессов могли доминировать на Марсе, поскольку моделирование атмосферы в геологических масштабах времени показывает, что свободный O 2 (генерируемый в основном посредством фотодиссоциации воды (H 2 O)) [12] мог всегда быть следовым компонентом с парциальным давлением, не превышающим 0,1 микропаскаля (мкПа). [13]

Поверхность , усеянная камнями , полученная с помощью Mars Pathfinder (4 июля 1997 г.)

Один кислородно-(O 2 )-независимый процесс включает прямую химическую реакцию двухвалентного железа (Fe 2+ ) (обычно присутствующего в типичных магматических минералах) или металлического железа (Fe) с водой (H 2 O) для получения трехвалентного железа (Fe 3+ (aq)), что обычно приводит к образованию гидроксидов, таких как гетит (FeO•OH) [12] в экспериментальных условиях. [14] Хотя эта реакция с водой (H 2 O) термодинамически невыгодна, она, тем не менее, может поддерживаться за счет быстрой потери побочного продукта молекулярного водорода (H 2 ). [13] Реакция может быть дополнительно облегчена растворенным диоксидом углерода (CO 2 ) и диоксидом серы (SO 2 ), которые снижают pH пленок рассола, увеличивая концентрацию более окислительных ионов водорода (H + ). [14]

Однако для разложения (окси)гидроксидов Fe 3+ , таких как гетит, в гематит обычно требуются более высокие температуры (около 300 °C) . Образование палагонитовой тефры на верхних склонах вулкана Мауна-Кеа может отражать такие процессы, что согласуется с интригующим спектральным и магнитным сходством между палагонитовой тефрой и марсианской пылью. [15] Несмотря на необходимость таких кинетических условий, длительные засушливые и низкокислотные условия на Марсе (такие как дневные пленки рассола) могут привести к окончательному превращению гетита в гематит, учитывая термодинамическую стабильность последнего. [14]

Fe и Fe 2+ также могут окисляться под действием перекиси водорода (H 2 O 2 ). Несмотря на то, что содержание H 2 O 2 в атмосфере Марса очень низкое, [13] оно временно устойчиво и является гораздо более сильным окислителем, чем H 2 O. Окисление, вызванное H 2 O 2 до Fe 3+ (обычно в виде гидратированных минералов), наблюдалось экспериментально. [14] Кроме того, распространенность спектральной сигнатуры α-Fe 2 O 3 , но не гидратированных минералов Fe 3+, усиливает возможность того, что npOx может образовываться даже без термодинамически неблагоприятных посредников, таких как гетит. [6]

Также есть доказательства того, что гематит может образовываться из магнетита в ходе эрозионных процессов. Эксперименты в Лаборатории моделирования Марса Орхусского университета в Дании показывают, что когда смесь порошка магнетита, кварцевого песка и частиц кварцевой пыли перемешивается в колбе, часть магнетита превращается в гематит, окрашивая образец в красный цвет. Предлагаемое объяснение этого эффекта заключается в том, что когда кварц разрушается при шлифовании, на вновь открытых поверхностях разрываются определенные химические связи; когда эти поверхности вступают в контакт с магнетитом, атомы кислорода могут переноситься с поверхности кварца на магнетит, образуя гематит. [16]

Красное небо на Марсе

Приблизительно истинные цветные изображения in situ от миссий Mars Pathfinder и Mars Exploration Rover показывают, что марсианское небо также может казаться людям красноватым. Поглощение солнечного света в диапазоне 0,4-0,6 мкм частицами пыли может быть основной причиной красноты неба. [17] Дополнительный вклад может быть получен из-за доминирования рассеяния фотонов частицами пыли на длинах волн порядка 3 мкм, [4] что находится в ближнем инфракрасном диапазоне, над рэлеевским рассеянием молекулами газа. [18]

Ссылки

  1. ^ abc NASA - Марс за минуту: действительно ли Марс красный? (стенограмма)
  2. ^ ab Kieffer, Hugh H., Bruce M. Jakosky и Conway W. Snyder (1992), «Планета Марс: от древности до наших дней», в Mars, University of Arizona Press, Tucson, AZ, стр. 2 [1] Архивировано 04.06.2011 на Wayback Machine ISBN  0-8165-1257-4
  3. ^ Фергасон и др. (11 февраля 2006 г.). «Физические свойства мест посадки марсохода Mars Exploration Rover, выведенные из тепловой инерции, полученной с помощью Mini-TES». Журнал геофизических исследований . 111 (E2): н/д. Bibcode : 2006JGRE..111.2S21F. CiteSeerX 10.1.1.596.3226 . doi : 10.1029/2005JE002583.  
  4. ^ ab Lemmon; et al. (3 декабря 2004 г.). «Результаты атмосферной съемки с марсоходов Mars Exploration Rovers: Spirit and Opportunity». Science . 306 (5702): 1753–1756. Bibcode :2004Sci...306.1753L. doi :10.1126/science.1104474. PMID  15576613. S2CID  5645412.
  5. ^ Рафф; Кристенсен (11 декабря 2002 г.). «Яркие и темные области на Марсе: размер частиц и минералогические характеристики на основе данных термоэмиссионного спектрометра». Журнал геофизических исследований . 107 (E12): 2–1–2–22. Bibcode : 2002JGRE..107.5127R. doi : 10.1029/2001JE001580 .
  6. ^ ab Bibring; et al. (21 апреля 2006 г.). «Глобальная минералогическая и водная история Марса, полученная из данных OMEGA/Mars Express». Science . 312 (5772): 400–404. Bibcode :2006Sci...312..400B. doi : 10.1126/science.1122659 . PMID  16627738. {{cite journal}}: CS1 maint: числовые имена: список авторов ( ссылка )
  7. ^ Пуле; и др. (18 июля 2007 г.). «Минералогия поверхности Марса из Observatoire pour la Minéralogie, l'Eau, les Glaces et l'Activité на борту космического корабля Mars Express (OMEGA/MEx): глобальные карты минералов». Журнал геофизических исследований . 112 (Е8): E08S02. Бибкод : 2007JGRE..112.8S02P. дои : 10.1029/2006JE002840. S2CID  16963908.
  8. ^ Гетц и др. Природа марсианской воздушной пыли. Признаки длительных сухих периодов на поверхности Марса (PDF) . Седьмая международная конференция по Марсу . Получено 12 ноября 2017 г.
  9. ^ "Магнетит". mindat.org . Получено 2017-11-04 .
  10. ^ ab Yen; et al. (7 июля 2005 г.). «Комплексный взгляд на химию и минералогию марсианских почв». Nature . 436 (7047): 49–54. Bibcode :2005Natur.436...49Y. doi :10.1038/nature03637. PMID  16001059. S2CID  4397731.
  11. ^ ab Hamilton; et al. (7 декабря 2005 г.). «Минералогия марсианской атмосферной пыли, выведенная из тепловых инфракрасных спектров аэрозолей». Журнал геофизических исследований . 110 (E12): E12006. Bibcode : 2005JGRE..11012006H. doi : 10.1029/2005JE002501.
  12. ^ ab Catling; Moore (октябрь 2003 г.). «Природа крупнозернистого кристаллического гематита и ее значение для ранней среды Марса». Science . 165 (2): 277–300. Bibcode :2003Icar..165..277C. doi :10.1016/S0019-1035(03)00173-8.
  13. ^ abc Chevrier; et al. (5 июля 2007 г.). «Ранняя геохимическая среда Марса, определенная по термодинамике филлосиликатов». Nature . 448 (7149): 60–63. Bibcode :2007Natur.448...60C. doi :10.1038/nature05961. PMID  17611538. S2CID  1595292.
  14. ^ abcd Chevrier; et al. (15 августа 2006 г.). «Продукты выветривания железа в атмосфере CO2 + (H2O или H2O2): последствия для процессов выветривания на поверхности Марса». Geochimica et Cosmochimica Acta . 70 (16): 4295–4317. Bibcode : 2006GeCoA..70.4295C. doi : 10.1016/j.gca.2006.06.1368.
  15. ^ Моррис и др. (1 марта 2001 г.). «Палагонитовая пыль с низким содержанием силиката из вулкана Мауна-Кеа (Гавайи): минералогический аналог магнитной марсианской пыли?». Журнал геофизических исследований . 106 (E3): 5057–5083. Bibcode : 2001JGR...106.5057M. doi : 10.1029/2000JE001328 .
  16. ^ Московиц, Клара (сентябрь 2009 г.). «Как Марс покраснел: новая удивительная теория». Yahoo News . Архивировано из оригинала 25 сентября 2009 г. Получено 21 сентября 2009 г.
  17. ^ Белл III; и др. (28 сентября 2006 г.). "Хроматичность марсианского неба, наблюдаемая приборами Mars Exploration Rover Pancam". Журнал геофизических исследований . 111 (E12): н/д. Bibcode : 2006JGRE..11112S05B. doi : 10.1029/2006JE002687 .
  18. ^ Томас и др. (1 апреля 1999 г.). «Цвет марсианского неба и его влияние на освещение марсианской поверхности». Журнал геофизических исследований . 104 (E4): 8795–8808. Bibcode : 1999JGR...104.8795T. doi : 10.1029/98JE02556 .

Внешние ссылки