Iedereen die vandaag de dag vanuit een hoge baan naar Mars kijkt, ziet twee grote witte vlekken op de polen: het zijn poolkappen die voornamelijk uit waterijs bestaan. Wat niet direct zichtbaar is, is de seizoensgebonden choreografie van koolstofdioxide (CO2)die elke winter condenseert tot een laag droogijs en in de lente en zomer sublimeert en terugkeert naar de atmosfeer. Deze heen-en-weergaande beweging, gecombineerd met intense wind en stof, vormt een poollandschap dat verrassend snel verandert voor de geologie van Mars.
Het begrijpen hoe caps worden gewonnen en verloren is geen curiositeit: Het is een sleutelstuk bij het reconstrueren van het klimaat van de rode planeetOm te kwantificeren hoeveel water er nog beschikbaar is (en waar) en om de bewoonbaarheid ervan in het verleden en de potentiële bewoonbaarheid ervan te beoordelen. In de afgelopen twee decennia hebben radar, ultrahogeresolutiecamera's en driedimensionale klimaatmodellen de situatie veranderd: we weten nu dat er zich onder het ijs gelaagde klimaatgegevens bevinden, dat er enorme ondergrondse reserves bestaan en dat er zelfs hyperzout vloeibaar water op grote diepte zou kunnen zijn (of zijn geweest), hoewel deze interpretatie plausibele alternatieven kent.
Wat zijn de poolkappen van Mars en hoe werken ze?
Mars handhaaft twee permanente doppenNoord en zuid, voornamelijk gevormd uit waterijs en, afhankelijk van het seizoen, bedekt met droogijs. Tijdens de winter op het schaduwrijke halfrond, Tussen de 25% en 30% van de atmosfeer wordt afgezet als bevroren CO2Hierdoor ontstaat een laag stof die door sublimatie weer in de lucht opstijgt wanneer zonlicht arriveert. Deze cyclus transporteert stof en waterdamp, waardoor vorst en cirruswolken ontstaan en het tempo van erosie en ophoping wordt bepaald.
De asymmetrie tussen de polen is opmerkelijk: in het noorden bereikt de winterse CO2-laag een dikte van ongeveer 1 meter, terwijl in het zuiden het hele jaar door een restlaag van droogijs van bijna 8 meter aanwezig blijftDe noordelijke ijskap heeft in de zomer een diameter van ongeveer 1.000 km en herbergt ongeveer 1,6 miljoen km³ waterijs (een gemiddelde dikte die overeenkomt met ongeveer 2 km bij gelijkmatige verspreiding), vergeleken met Groenlands 2,85 miljoen km³. In het zuiden heeft de ijskap een diameter van ongeveer 350-400 km en is ongeveer 3 km dik, met een totaal volume (ijskap plus afzettingen in aangrenzende lagen) dat eveneens wordt geschat op 1,6 miljoen km³.
Beide doppen vertonen spiraalvormige verdiepingen, echte spiraalvormige groeven die, volgens de SHARAD-radar van de MRO, Ze worden gevormd door katabatische winden die door rotatie worden geleid (Corioliseffect)Recent onderzoek heeft de diagnose verfijnd: 80% van de groeven vertoont een asymmetrie die overeenkomt met de windmechanica, maar ongeveer 20% heeft bijna symmetrische "V"-secties zonder de verwachte bewolking. Dit wijst op extra erosieve processen, mogelijk in verband met klimaatveranderingen 4–5 miljoen jaar geleden die de waterkringloop, de wind en de wolken veranderden.
Deze morfologische diversiteit wordt ook weerspiegeld in de bewolking: Op honderden orbitale beelden zijn wolken geïdentificeerd die op één lijn liggen met de groevenVooral in de buurt van de pool, maar er zijn gebieden met een gunstige topografie waar wolken opvallend afwezig zijn. De interpretatie is duidelijk: ijskappen vormen een complex systeem waar wind, zonlicht, oppervlakteruwheid, stof en topografie samenkomen, zonder één enkele sturende "motor".
Verschillen tussen de noordelijke en zuidelijke ijskap
De noordelijke ijskap ligt op een lagere hoogte (basis rond de -5.000 m, plafond rond de -2.000 m) dan de zuidelijke ijskap (basis rond de 1.000 m, top tot 3.500 m). Omdat het noorden op een lagere hoogte ligt en in de zomer wat warmer is, wordt de seizoensgebonden CO2 elk jaar volledig gesublimeerd.waardoor een restijskap van waterijs achterblijft. Tegen het einde van de zomer en het begin van de herfst vormt zich de "poolkap": een wolkendek dat droogijs neerslaat en de seizoenslaag dikker maakt. De noordelijke ijskap, vrij symmetrisch rond de pool, strekt zich uit tot breedtegraden rond de 60° en vertoont een textuur van groeven, scheuren en bulten die op hoge-resolutiebeelden (Mars Global Surveyor) lijkt op "cottage cheese".
Door de vallei loopt de Chasma Boreale, een kolossale vallei van ongeveer 100 km breed en tot 2 km diep. De gelaagde afzettingen die onder de ijskap liggen, zijn de herinnering aan het klimaaten dankzij de radargegevens konden onderzoekers periodiek ontrafelen hoe wind, stof en ijs varieerden bij veranderingen in de helling van de Mars-as.
De zuidelijke ijskap ligt hoger, is kouder en bevat, in tegenstelling tot de noordelijke, nog steeds een restant droogijs. Het is niet precies gecentreerd op de geografische pool.Deze excentriciteit wordt verklaard door een onevenwicht in de hoeveelheid sneeuw die aan de ene en de andere kant valt, onder invloed van een lagedrukgebied op het westelijk halfrond dat verband houdt met het Hellas-bekken: waar het meer sneeuwt, is de albedo hoger en wordt er minder gesublimeerd; waar de ruwere vorst overheerst, wordt meer energie geabsorbeerd en neemt de ablatie toe.
Het oppervlak van de zuidelijke restkap lijkt op een "Zwitserse kaas": ronde tafelbergen en depressies die per Marsjaar enkele meters terugwijken (gemiddeld ongeveer 3 m, met pieken tot 8 m). De zomerzon, die laag boven de horizon cirkelt, verlicht de ronde wanden intenser dan de vloeren, wat de perifere erosie versterkt en meer cirkelvormige vormen bevordert. HiRISE heeft aangetoond dat deze kuilen zich openen in een CO2-laag van 1 tot 10 meter dik die rust op een veel grotere massa waterijs; de hellende wanden concentreren de straling en versnellen de ablatie.
Extreme seizoensgebonden processen: CO2, geisers en "spinnen"
Tijdens de zuidelijke winter zijn grote gebieden nabij de ijskap bedekt met CO2-platen van ongeveer 1 meter dik. Aan het begin van de lente, De zon verwarmt de grond onder die doorschijnende platenHet gas hoopt zich op, tilt de ijsplaat op en breekt deze. Er komen CO2-stralen vrij, beladen met zand of donker basaltstof, waardoor ware geisers ontstaan die in de loop van dagen of weken radiale kanaalpatronen in het ijs tekenen, bekend als 'spinnen'.
Starburst-kanalen kunnen meer dan 500 meter breed en één meter diep zijn. Een algemeen geaccepteerd model stelt dat Zonnelicht verwarmt stofkorrels die in het ijs zijn ingebedDeze ijskristallen dalen neer door lokaal smelten, waardoor er gaten achter ontstaan en het ijs verder lichter wordt. Straling bereikt de donkere basis van de ijsplaat effectiever, waardoor gas ontstaat dat via scheuren en openingen naar het oppervlak stroomt; het uitgestoten materiaal vormt donkere waaiers die door de wind worden meegevoerd. Met de komst van de volgende winter start het proces opnieuw onder een nieuwe laag ijs.
Gestratificeerde lagen, radar en klimaatgeheugen
Polaire gelaagde afzettingen (PLD's) ontstaan door cycli van ijsaangroei en -afname, gepaard gaande met stof afkomstig van stormen en wind. Zoals boomringen of ijskernen op aardeZe bewaren aanwijzingen over het klimaat uit het verleden: veranderingen in de zonnestraling, perioden met meer stof en nattere of drogere perioden. Bovendien vertonen beide ijskappen strepen en groeven die worden beïnvloed door windstroming en de oriëntatie van de zon; donkere oppervlakken absorberen meer energie en versnellen de afbraak.
De SHARAD-radar heeft afwisselende zones met hoge en lage reflectie binnen de PLD's onthuld die Het correleert met modellen voor variatie in de schuinte (de helling van de Mars-as). De bovenste, recentere, sterk reflecterende gebieden lijken overeen te komen met periodes met relatief kleine obliquiteitsoscillaties; de stoffigere lagen worden geassocieerd met met stof beladen atmosferen.
Het interpreteren van de helderheid van de lagen vereist echter voorzichtigheid. HiRISE-waarnemingen toonden aan dat het schijnbare contrast Het hangt sterk af van de zonnegeometrie en de waarnemingshoek., door oppervlakteruwheid en de aanwezigheid van verse vorst. HiRISE bracht geen dunnere lagen aan het licht dan die waargenomen door Mars Global Surveyor, maar onthulde wel meer interne details.
Door SHARAD-echo's te combineren met 3D-modellen zijn begraven kraters ontdekt die helpen bij het dateren van geologische sequenties. Op de Noordpool schatten radarmetingen het volume waterijs in PLD's op ongeveer 821.000 km³. ongeveer 30% van het volume van GroenlandEn in 2017 publiceerde de ESA een grote mozaïek van de noordelijke kap, gemaakt door Mars Express, die de complexe architectuur van groeven en lagen in perspectief plaatst.
begraven CO2 en grote zuidelijke ijstijden
In het zuiden zijn grote reserves aan vast CO2 geïdentificeerd, begraven in drie stratigrafische pakketten, elk afgesloten door ongeveer 30 m waterijs, waardoor sublimatie wordt voorkomen. Als al die CO2 in de atmosfeer zou vrijkomen, zou de druk aan het aardoppervlak kunnen verdubbelen.Deze lagen lijken verband te houden met periodes van atmosferische ineenstorting en wederopbouw in de loop van de geschiedenis van Mars, en hangen nauw samen met variaties in de baan van de zon.
Rondom de Zuidpool strekt zich de Dorsa Argentea-formatie uit, een uitgestrekt veld van eskers (sedimentruggen afgezet door subglaciale rivieren) dat wordt beschouwd als het overblijfsel van een gigantische ijskap die ongeveer 1,5 miljoen km2 bedekteBijna twee keer zo groot als de staat Texas. Het is een belangrijk onderdeel voor de reconstructie van oude ijstijden en de gekanaliseerde ijsstromen op het zuidelijk halfrond.
Vloeibaar water onder het ijs: detecties en debat
In 2018 rapporteerde een team dat de MARSIS-radar op Mars Express analyseerde een zeer reflecterend gebied 1,5 km onder de gelaagde afzettingen van de zuidpool, ongeveer 20 km breed, geïnterpreteerd als een subglaciaal zoutwatermeerDe ontdekking was een schok voor de planeet: als het zou worden bevestigd, zou het de eerste stabiele massa vloeibaar water zijn die op Mars wordt gevonden en een belangrijk doelwit voor astrobiologie.
Later onderzoek heeft echter een soberder alternatief voorgesteld: bevroren smectietklei (gehydrateerde aluminiumsilicaten) zou dezelfde radarsignalen kunnen reproduceren. Laboratoriummetingen van diëlektrische permittiviteit in montmorillonietmonsters bij cryogene temperaturen Deze bevindingen komen overeen met de echo's van MARSIS, en we weten dat smectieten overvloedig aanwezig zijn op Mars (ze bedekken bijna de helft van het oppervlak, met een hogere concentratie op het zuidelijk halfrond). Het is mogelijk dat ze meer dan 100 miljoen jaar geleden uit vloeibaar water zijn ontstaan en vervolgens onder de ijskap zijn begraven. De wetenschap gaat verder: er zijn concurrerende hypothesen en er komen nog meer waarnemingen.
Verborgen ijs en begraven reserves
De SHARAD-radar heeft ook onthuld intercalaties van zand en ijs met een zeer hoog watergehalte (tot 90% water) op grote diepte onder de noordelijke ijskap. Als al dat begraven ijs zou smelten en zich over de hele wereld zou verspreidenHet zou een laag van minstens 1,5 meter dik over Mars vormen. Sommige studies plaatsen het als het op twee na grootste waterreservoir van de planeet, na de twee ijskappen. Een onafhankelijke analyse met behulp van zwaartekrachtgegevens ondersteunt het bestaan ervan.
Deze afzettingen passen bij een cyclus van ijsuitwisseling tussen de polen en de gematigde breedtegraden, waarbij ze in verbinding staan met begraven gletsjers die al eerder in die regio's zijn aangetroffen. De gelijke leeftijd van beide groepen Het wijst op brede klimaatfasen (veroorzaakt door de schuine stand) die gedurende miljoenen jaren het waterijs systematisch herverdeelden.
Waterbalans en atmosferisch verlies
Elke winter op Mars vriest er ongeveer 3 tot 4 biljoen ton CO2 vast op de ijskap van het donkere halfrond. gelijk aan 12–16% van de atmosferische massaDe sondes hebben zelfs kleine variaties in het zwaartekrachtveld van Mars gemeten, die worden veroorzaakt door het seizoensgebonden 'pompen' van massa.
Om waterverlies door de geschiedenis heen te kwantificeren, is de deuterium/waterstof (D/H)-verhouding een cruciaal instrument. In het huidige water op Mars, De verrijking van deuterium is veel hoger dan op aarde. (gemeten in zowel damp als poolijs), wat aangeeft dat waterstof bij voorkeur in de ruimte verloren is gegaan na fotodissociatie door zonnestraling. Recente studies schatten dat Mars een volume heeft verloren dat gelijk is aan een wereldwijde oceaan van ongeveer 137 meter diep, wat ongeveer 20% van het oppervlak zou hebben bedekt (met name het lagere noordelijk halfrond, in de regio Vastitas Borealis en aangrenzende vlakten).
Er is water voorbij de polen. Thermische neutronengegevens van de MONS-monitor op Mars Odyssey, verzameld gedurende 18 jaar, wijzen op waterstof in de eerste twee meter van de ondergrond over grote gebieden. in overeenstemming met extreem ondiepe permafrostKlassieke schattingen uit de Vikingtijd wezen al op een permafrostdikte van 3 tot 5 km bij de evenaar en meer dan 8 km richting de polen. Deze getallen zijn echter afhankelijk van het gebruikte model.
De huidige waterstofontsnapping die door missies als MAVEN wordt gemeten, is onvoldoende om alle oude uitdroging te rechtvaardigen, maar Het klimaat van Mars is niet statischHoogwaardige mondiale klimaatmodellen (Mars-PCM) laten zien dat tijdens periodes met een hoge obliquiteit (tot ∵35°) de polaire instraling en de kracht van de waterkringloop toenemen: waterdamp bereikt hogere lagen, fotodissocieert en waterstof ontsnapt met snelheden tot 20 keer hoger dan de huidige snelheden. Deze episodes, die zich over eeuwen herhalen, zouden het verlies van een wereldwijde waterkolom ter waarde van ongeveer 80 m kunnen verklaren, wat binnen het bereik van lagere schattingen van het waterpeil in de oertijd valt.
Stofstormen vormen een ander mechanisme: convectietorens die de luchtvochtigheid tot meer dan 80 km hoogte brengen Tijdens grote evenementen vergemakkelijkt het fotodissociatie en ontsnapping. Hoewel de jaarlijkse bijdrage momenteel bescheiden lijkt, illustreert het hoe circulatie en stof het oppervlak, de atmosfeer en het waterverlies naar de ruimte beïnvloeden.
Winden, wolken en de dynamiek van spiraalvormige groeven
De "klok" van de ijskappen is ook af te lezen in hun spiraalvormige groeven. De koude katabatische winden die langs de hellingen naar beneden drijven, terwijl ze door het Corioliseffect buigen, kerven geulen met asymmetrische wanden over een groot deel van de ijskap. Maar niet alle "dalen" vertellen hetzelfde verhaalEen aanzienlijk deel vertoont symmetrische V-vormen en er is geen sprake van bewolking. Dit wijst op andere erosiebronnen (zoninstraling, differentieel smelten/sublimeren, veranderingen in ijsspanning) en een grotere gevoeligheid voor specifieke klimaattoestanden van de laatste paar miljoen jaar.
Door wolken boven de ijskap te volgen gedurende ongeveer 18 aardjaren zijn honderden gevallen ontdekt waarbij de wolken parallel aan de groeven liepen, vooral in de buurt van het poolcentrum. Waar je door de winddynamiek wolken zou verwachten, verschijnen ze nietAndere variabelen (ruwheid, atmosferische stabiliteit, beschikbare vochtigheid) spelen waarschijnlijk een rol. Inzicht in wat deze ruimtelijke en temporele variabiliteit bepaalt, is essentieel voor de interpretatie van het paleoklimaat en het prioriteren van toekomstige bemonsteringsgebieden.
De interesse is niet alleen academisch: als er voor bemande missies toegankelijk water wordt gezocht, De meest geërodeerde gebieden aan de randen van de ijskappen zijn a priori niet de beste optieEen speciale rover zou ter plaatse de structuur van de groeven, de microfysica van wolken en de stratigrafie van de PLD's kunnen meten en zo veel onbekenden kunnen ontrafelen die door remote sensing zijn ontstaan.
Implicaties voor wetenschap en exploratie
Mars concentreert water in heel verschillende toestanden en plaatsen: waterijskappen met seizoensgebonden CO2-ademhaling, gigantische begraven reserves Onder zandlagen, uitgestrekte ondiepe permafrost en mogelijk hyperzout vloeibaar water onder de zuidpool (of klei die de radarsignatuur ervan nabootst). Deze verspreiding bepaalt niet alleen het bewoonbare verleden van de planeet, maar ook de logistiek van toekomstige menselijke bases en het ontwerp van robotmissies.
Een deel van het oerwater lijkt te zijn "opgeslagen" in mineralen in de aardkorst: Om het te winnen, zouden enorme hoeveelheden gesteente verhit moeten worden.Dit is op de korte termijn onpraktisch. Vandaar de interesse in toegankelijk (oppervlakte- of ondiep) ijs en in het begrijpen hoe orbitale variaties de beschikbaarheid ervan beïnvloeden. De Mars Express-, MRO/SHARAD- en MAVEN-missies, samen met de rovers, hebben de basis gelegd; de komende decennia zullen nauwkeurigere ondergrondse instrumentatie, polaire seismische netwerken en hopelijk een eerste expeditie naar een gelaagde afzetting vereisen.
De poolkappen van Mars zijn een levend systeem op een korte geologische tijdschaal: ze accumuleren en verliezen CO2 en ijs in een meetbaar tempo, kleine variaties in albedo veroorzaken feedbackloops, de winden beeldhouwen spiralen en "Zwitserse kazen"En radar onthult klimaatbibliotheken die zich onder het oppervlak bevinden. De waterbalans van Mars is geschreven in de inkt van scheefstand, stof en de fysica van ijs; daarom is het bestuderen van de ijskappen niet alleen een poolwonder, maar de sleutel tot inzicht in wanneer, hoe en waar Mars natter was, hoeveel water er nog steeds is en welke mogelijkheden er zijn voor wetenschap en menselijke verkenning.
