Klimat na MARSIE
Najbardziej rzucającym się w oczy ziemskiemu obserwatorowi elementem powierzchni Marsa są jego czapy polarne. Dawno już zauważono, że wraz ze zmianą marsjańskich pór roku zmienia się ich jasność i wielkość. Poczynając od misji Viking 1 i 2 w drugiej połowie lat siedemdziesiątych, kolejne próbniki kosmiczne przysyłały na Ziemię coraz to dokładniejsze zdjęcia Marsa i jego biegunów. Okazało się, że czapy polarne, składające się z pyłu i suchego lodu, czyli zestalonego dwutlenku węgla, mają dość skomplikowaną, warstwową strukturę. Sonda Mars Odyssey odkryła też niedawno pod grubą warstwą dwutlenku węgla na północnym biegunie Czerwonej Planety duże ilości wodoru, świadczące o obecności tam wody.
Planetologów intrygują nie tylko głębokie partie marsjańskiego lądolodu. Inaczej niż na Ziemi, czapy na obu biegunach Czerwonej Planety wyraźnie różnią się rozmiarami. Większa i bardziej rozbudowana struktura znajduje się na biegunie północnym. Składa się z wyraźnie zaznaczonych warstw, a jej grubość obecnie rośnie średnio o około pół milimetra rocznie. Jeśli tempo przyrostu w przeszłości było podobne, cała czapa może mieć nie więcej niż pięć milionów lat.
W dzisiejszym numerze czasopisma Nature pojawiła się praca francusko-amerykańskiego zespołu uczonych, którzy prezentują model ewolucji marsjańskiego klimatu, oparty na podobnym modelu, opracowanym w celu wyjaśnienia zmian klimatu Ziemi. Badacze wykorzystali informacje o ruchu Marsa na orbicie okołosłonecznej. Uwzględnili wahania nachylenia jego osi obrotu do płaszczyzny orbity, które są znacznie większe niż w przypadku naszej planety. Posłużyli się też bardzo dokładnymi zdjęciami północnej półkuli Marsa, dostarczonymi przez krążącą wokół Czerwonej Planety od 1997 roku sondę Mars Global Surveyor.
Autorzy opublikowanej dziś pracy twierdzą, że ich model dobrze wyjaśnia warstwową strukturę czap polarnych Marsa. Znaczącą rolę odgrywają w nim zachodzące w ciągu milionów lat zmiany nachylenia osi obrotu planety do płaszczyzny orbity. Powodują one, że ilość energii słonecznej, przypadająca na jednostkę powierzchni okolic biegunowych planety, jest inna w różnych okresach. Czasem prowadzi to do wzrostu, a czasem do kurczenia się czap polarnych.
Przeprowadzone przez francusko-amerykański zespół symulacje potwierdziły nadzwyczaj dobrze hipotezę o związku orbitalnych parametrów Marsa z warstwową strukturą czap polarnych. Jednak odpowiedź na wiele szczegółowych pytań - między innymi o rolę uwięzionej najwyraźniej pod północną czapą marsjańską wody - uzyskamy dopiero, gdy przyszłe sondy wylądują w pobliżu bieguna Czerwonej Planety.
