«Можно ли восстановить атмосферу и моря Марса?»

Беседа с членом-корреспондентом РАН, зав. отделом физики планет Института космических исследований РАН Олегом Кораблёвым. Вопросы задавал Борис Штерн. Видеоверсия интервью — youtube.com/watch?v=GO8VIjr1Wv8.

Олег Кораблёв (msu.ru)
Олег Кораблёв (msu.ru)

— Сегодня у нас в гостях Олег Игоревич Кораблёв, чл.-корр. Российской академии наук, зав. отделом физики планет ИКИ РАН. Говорить мы будем про Марс. К этой теме мы уже плавно подошли в предыдущих передачах. В беседе с Михаилом Никитиным мы рассуждали о происхождении жизни, говорили о том, может ли эта жизнь перепрыгнуть с Земли на другие планеты1. Тогда мы пришли к выводу, что ближайшее к Земле место, где жизнь может как-то осесть, — Марс. Довольно суровая планета. Сегодня хотелось бы поговорить о том, есть ли у нас возможности сделать Марс более пригодной для жизни планетой, сделать ее теплее, влажнее. Фактически это сводится к тому, есть ли на Марсе запас летучих веществ для того, чтобы нарастить атмосферу, поспособствовать появлению воды в жидком виде. Первый вопрос к Олегу Игоревичу: какие есть запасы углекислого газа и воды на Марсе?

— Оценки объемов этих веществ есть, но не все они одинаково точны. Сначала уточним термины: если говорить о воде на планетах, то она измеряется в единицах глубины глобального сферического слоя. Если вместо планеты мы возьмем шар такого же диаметра и разольем ровным слоем по нему воду, то это и будет искомая глубина. На Земле глубина такого слоя — около 2 км. Глубина мирового океана, само собой, больше, так как он не занимает всю площадь планеты. Средняя его глубина составляет около 3 км. Если мы говорим об углекислом газе на планетах, то принято измерять его в единицах давления, в барах. Сейчас атмосфера Марса в среднем составляет 6 мбар. Для того, чтобы сделать Марс пригодным для жизни, нужно получить 1 бар или чуть больше, как на Земле.

Объем воды же — величина скорее производная. Высвобождение запасов воды не приведет напрямую к эффекту нагревания планеты и к ее экранированию от солнечной радиации, так как вода — конденсируемая составляющая. Наличие жидкой и твердой воды на Марсе еще не гарантирует увеличение атмосферы и парниковый эффект. Когда температура, как на Земле, разрастается, то вода интенсивно испаряется, переходит в атмосферу и эффективно работает как парниковый газ. Поэтому наибольший интерес для изменения климата Марса, терраформирования планеты представляют запасы углекислого газа. Тут, к сожалению, не стоит испытывать большого оптимизма. Как мы уже выяснили, атмосферное давление на Марсе — всего 6 мбар. Следующий самый доступный резервуар углекислого газа — полярные шапки. Все содержащиеся в них и в околополярных территориях запасы CO2 составляют не более тех же самых шести миллибар — тут содержится еще одна атмосфера Марса. Этого явно недостаточно.

— 6 мбар в полярных шапках — то, что оседает сезонно, или это глубинные запасы?

— Совершенно правильное замечание. На Марсе температура достаточно низкая, так что углекислый газ конденсируется: водяной пар — не единственная конденсируемая составляющая. При определенных условиях полярной зимой на полюсах конденсируется углекислый газ. Учитывая то, что атмосфера чрезвычайно слабая, этот процесс мощный, сопровождающийся выпадением снега, формированием сезонной составляющей шапок. В результате давление падает примерно на треть: 30% атмосферы конденсируется. Вот это и есть сезонная составляющая.

Внеатмосферные запасы CO2 на Марсе, включая те, что можно мобилизовать, так и те, которые нельзя вернуть обратно в атмосферу. Из статьи Jakosky&Edwards Nature Astronomy 2018 https://doi.org/10.1038/s41550-018-0529-6
Внеатмосферные запасы CO2 на Марсе, включая те, что можно мобилизовать, так и те, которые нельзя вернуть обратно в атмосферу. Из статьи Jakosky&Edwards // Nature Astronomy, 2018. DOI: 10.1038/s41550-018-0529-6

Проекты Mars Express и Mars Reconnaissance Orbiter с радиолокаторами MARCI и SHARAD (работающие на разных длинах волн и проникающие на разные глубины) дали результаты, позволяющие достаточно уверенно говорить о толщине шапок из водяного и углекислого льда. Конечно, радар не видит состава, но мы знаем о нем по другим данным. Эти слоистые полярные отложения, идущие до широты 80°, особенно важны, поскольку занимают достаточно большую площадь. В них, судя по всему, находится основная часть углекислотного льда, этого достаточно легкодоступного ресурса, который, в принципе, может быть мобилизован. Для изменения климата важны не только запасы ресурсов, но и их доступность. Здесь интерес может представлять реголит, в какой-то степени поглощающий CO2, и приповерхностные известняки, карбонатные отложения. Земля избавилась от своей ювенильной, состоящей из CO2, атмосферы путем захоронения углекислого газа в карбонатах. У нас еще есть чудесный процесс тектоники плит, который отправляет карбонаты в магму, в недры Земли, откуда углекислота возвращается к нам вулканическими процессами. На Марсе тектоники плит мы пока что не наблюдаем, но залежи карбонатов уже давно разведаны. К сожалению, их не так много, как мечталось, но, с другой стороны, удалось обнаружить карбонаты в атмосферной пыли. Она играет очень важную роль, так как часть поверхности Марса опустынена. Помимо этого марсианская пыль, переносящаяся по всей планете во время глобальных пылевых событий, — усредненный показатель того, какие минералы присутствуют на поверхности. Карбонатов в пыли очень мало, поэтому точность оценки намного хуже, чем оценки резервуаров CO2 в полярных шапках. Здесь и разброс, и произвол больше, так что можно говорить лишь о каких-то верхних пределах — не больше 150 мбар, но скорее 10–15 мбар.

— Чтобы достать углекислый газ из карбонатов, их надо греть. Реально ли это?

— Этот вопрос давно, с 1990-х годов, волнует исследователей. Предлагались разные теории — их авторы, как правило, сами приходили к выводу о слабой реализуемости своих предложений. Прежде всего перед тем, как греть карбонаты, надо позаботиться о том, как их добывать, как пахать поверхность Марса. Помимо карбонатов, глобальная вспашка поверхности может высвободить углекислый газ, который минералы реголита — основного покрытия Марса — абсорбируют на молекулярном уровне. В принципе, поверхность планеты можно совсем изуродовать, высвободив какую-то часть поглощенного, связанного с минералами газа. Здесь оценки объема CO2 могут быть больше: до 40 мбар (20 мбар — более реалистичная оценка). Но нужно учесть то, что физико-химические процессы высвобождения и поглощения могут идти в обе стороны. Как это пойдет, если мы будем механически воздействовать на грунт? Вопрос серьезный, более того, это один их тех вопросов, которые встают, когда мы пытаемся воздействовать на сложные системы в одном месте. В таких случаях запускаются сложные цепочки, и непонятно, в какую сторону они выведут.

Потенциальные залежи углекислого газа могут позволить увеличить плотность марсианской атмосферы в три с половиной раза доступными способами (например, испарив полярные шапки, уменьшив их в два раза). Но и такая плотность будет далека от желаемой.

Снимок участка поверхности Марса – Нильские борозды, Nili Fossae – камерой HiRISE (High-Resolution Imaging Science Experiment/Mars Reconnaissance Orbiter), поверх которого в искусственных цветах наложены данные ИК-спектрометра CRISM (Compact Reconnaissance Imaging Spectrometer for Mars). Карбонаты показаны зеленым цветом. Это самые обширные залежи карбонатов, обнаруженные на Марсе Credit: NASA/JPLCaltech/JHUAPL/Univ. of Arizona
Снимок участка поверхности Марса – Нильские борозды, Nili Fossae – камерой HiRISE (High-Resolution Imaging Science Experiment/Mars Reconnaissance Orbiter), поверх которого в искусственных цветах наложены данные ИК-спектрометра CRISM (Compact Reconnaissance Imaging Spectrometer for Mars). Карбонаты показаны зеленым цветом. Это самые обширные залежи карбонатов, обнаруженные на Марсе
Credit: NASA/JPLCaltech/JHUAPL/Univ. of Arizona

Вероятно, на Марсе есть и глубокие карбонаты, изолированные от поверхности. Здесь можно посмотреть на Нильские борозды (Nili Fossae), область с самыми обширными залежами карбонатов. Опираясь на то, что эта область образовалась еще до гипотетических тектонических сдвигов, можно предположить, что на Марсе довольно большое количество карбонатов находится на глубине, в изоляции от поверхности. Они и могут обеспечить необходимый объем порядка 1 бар. Потенциал есть, но для того, чтобы добыть эти ископаемые, нужно потратить уйму энергии и изуродовать бо́льшую часть планеты. На какой глубине находятся карбонаты и в результате чего они там оказались — вопросы открытые. Всё, на что мы опираемся, — это дистанционные наблюдения с орбиты. Карбонаты могут находиться на небольших, достаточно древних участках поверхности, которые к тому же должны быть свободны от реголита (который имеет усредненный состав и скрывает то, что интересно геологам). Видно только какие-то выходы, какие-то обдуваемые ветром скалы… В ограниченной области в районе Нильских борозд наблюдается довольно приличный процент. Поэтому непонятно, сколько на Марсе карбонатов, где они и как распределены на поверхности планеты. За скобками то, что совершенно неясно, какими усилиями можно было бы высвободить такие залежи.

— Допустим, осуществили программу-минимум: нарастили атмосферу в три раза за счет CO2. Появится ли при этом на поверхности жидкая вода? Поднимется ли реально температура? Будет ли какой-нибудь толк, хотя бы небольшой?

— Нет, толку не будет. Немножко, конечно же, повысится температура, но трудно предсказать, что произойдет с климатом Марса. Процессы сублимации и конденсации углекислоты, переноса воды из полушария в полушарие всё равно будут происходить, но как-то по-другому. Тут есть еще одна особенность Марса, аспект, который обычно не рассматривается в оценках. Орбита Марса и наклон оси очень нестабильны. Про Землю мы знаем: есть циклы Миланковича. Изменения орбитальных параметров нашей планеты приводят к соответствующим изменениям инсоляции — нагрева поверхности Солнцем. Перемены незначительные, но, тем не менее, именно они считаются главным и единственным инициатором изменений климата на масштабе ледниковых-межледниковых периодов. На Марсе, в силу того, что планета меньше и Юпитер со своим гравитационным влиянием ближе (прямо как у астрологов — «планеты встали не туда»), эти изменения могут иметь куда более значительные последствия.

В начале 1990-х считалось, что орбиту Земли стабилизирует Луна. Позже более точные расчеты с использованием новых интеграторов показали, Луна не так сильно влияет на нашу планету. Марс же, будучи ближе к Юпитеру, «болтается» очень сильно. Эксцентриситет орбиты Красной планеты и без того весьма велик — 10–11%, что в квадрате дает огромную разницу по нагреву в зависимости от сезона, и сезоны весьма несимметричны. Этот эксцентриситет меняется, и вместе с ним меняется наклон орбиты от нескольких градусов до 45°. Сейчас наклон орбиты на Марсе примерно как на Земле, а меняться он может вот в таких пределах.

При этом вся система переходит в другие состояния. Геологи обнаружили следы оледенения в экваториальных областях. Оказывается, там, как и на Земле, при больших наклонах орбиты начинают нарастать ледники — не только на полярных шапках, но и в экваториальных областях, на возвышенностях. От ледников остаются морены, которые однозначно свидетельствуют об оледенении. Если на Марсе взяться что-то греть и пахать, то на такие процессы уйдут десятки, если не сотни тысяч лет. Например, прогрев реголита на сотни метров по законам физики займет колоссальное время. Пока мы будем трудиться, Марс поменяет орбиту и все старания пойдут насмарку. Это важный момент, который в разговорах о колонизации часто забывается. Конфигурация полярных шапок несимметрична — большая северная и маленькая южная; состав льдов тоже разный (водяной лед преобладает на северной шапке). По современным представлениям это, скорее всего, переходное состояние, не поддерживающееся на большом масштабе времени. Такие длинные процессы всегда трудно моделировать: детальная модель требует больших затрат. Гораздо проще интегрировать задачи многих тел. Всё равно ясно, что Марс постоянно находится в переходном состоянии и, тем не менее, в состоянии замерзшем. Может быть, увеличение атмосферы в два-три раза даст какой-то эффект, но потом из-за естественных процессов последует обратный эффект. Такие вещи требуют более детального исследования. Есть подробные палеоклиматические модели, в которых пытаются чем-то пожертвовать, получив возможность гонять модель на длительные сроки — на десятки миллионов лет.

Северная полярная шапка. ESA/DLR/FU Berlin; NASA MGS MOLA Science Team
Северная полярная шапка. ESA/DLR/FU Berlin; NASA MGS MOLA Science Team
Южная полярная шапка Марса весной: идет сублимация CO2. ESA/DLR/FU Berlin
Южная полярная шапка Марса весной: идет сублимация CO2. ESA/DLR/FU Berlin

— Вопрос вдогонку: куда делся азот? Наверняка на Марсе он изначально был. Вроде бы N2 — молекула достаточно тяжелая. Элемент убегает из-за недостаточной гравитации или из-за солнечного ветра?

— Куда делся азот на Марсе, сказать трудно. Сейчас я на это не готов ответить. Мы пытаемся судить о воде по отношению изотопов. По кислороду ситуация более проблемная, по углероду же есть неплохие измерения. Что касается азота, то трудно сказать, сколько его было и куда он ушел. С точки зрения формирования климата эта молекула неинтересна, так как она радиационно неактивна. Азот практически не поглощает в инфракрасной области; он газ неблагородный, но, тем не менее, увидеть его можно лишь с помощью масс-спектрометров, работающих на поверхности планеты. Безусловно, азота на Марсе мало; есть чувство, что он был утрачен в пропорции с углекислым газом, либо еще сильнее.

В эволюции планетных атмосфер есть теория гидродинамического выноса — одна из тех теорий, которые могут объяснить всё (поскольку непонятно ничего). Суть концепции заключается в том, что на раннем этапе Солнце, будучи горячей звездой с интенсивным ультрафиолетовым излучением, вызывало диссоциацию всех газов. Так создавался некий гидродинамический поток, который выносил без разбору всё подряд, не учитывая изотопную массу. Процессы, проистекающие сейчас, как правило, зависят от массы участвующих элементов. Тяжелые элементы улетучиваются гораздо сложнее, чем легкие, идет фракционирование: дейтерий накапливается в больших количествах по сравнению с водородом. Азот тоже пострадал от гидродинамического выноса на ранней стадии.

На Земле, видимо, или ситуация была спокойней, или же оценки того, какие запасы летучих веществ были в начале, не совсем точны. Процессы конденсации летучих веществ на внутренних планетах тоже могли происходить немножко по-другому, чем представляется.

К вопросу об азоте: Темп диссипации (вверху) Парциальное давление N2 (внизу) в зависимости от времени (млрд лет назад). Ограничения на модель– измеренные отношения 15N/14N (напр в марсианских метеоритах); предположения о темпе вулканической активности, современный темп диссипации (MAVEN). Потери зависят от потерь CO2, когда азот становится малой примесью. Модель Монте-Карло дает множество сценариев, разделяющихся между двумя семействами. Во время «раннего теплого Марса» азот в атмосфере мог занимать ~300 мбар (30%); затем его доля падала из-за потерь и образования нитратов на поверхности. Hu&Thomas, Nature Geoscience 2022 https://doi.org/10.1038/s41561-021-00886-y Азот существенно легче теряется в процессе распыления (sputtering) чем CO2. Распыление идет ионами кислорода, ускоренными магнитным полем солнечного ветра. Процесс идет если Марс не имеет сильного магнитного поля, а атмосфера подвергается воздействию солнечного ветра. Вероятно, потеря N2 – общая черта эволюции планет без магнитного поля.
К вопросу об азоте:
Темп диссипации (вверху)
Парциальное давление N2 (внизу) в зависимости от времени (млрд лет назад). Ограничения на модель– измеренные отношения 15N/14N (напр в марсианских метеоритах); предположения о темпе вулканической активности, современный темп диссипации (MAVEN). Потери зависят от потерь CO2, когда азот становится малой примесью. Модель Монте-Карло дает множество сценариев, разделяющихся между двумя семействами. Во время «раннего теплого Марса» азот в атмосфере мог занимать ~300 мбар (30%); затем его доля падала из-за потерь и образования нитратов на поверхности. Из статьи Hu&Thomas // Nature Geoscience, 2022. DOI: 10.1038/s41561-021-00886-y
Азот существенно легче теряется в процессе распыления (sputtering) чем CO2. Распыление идет ионами кислорода, ускоренными магнитным полем солнечного ветра. Процесс идет если Марс не имеет сильного магнитного поля, а атмосфера подвергается воздействию солнечного ветра. Вероятно, потеря N2 – общая черта эволюции планет без магнитного поля.

— Да, но есть и простейшая, вульгарная точка зрения: казалось бы, что чем дальше от Солнца, тем больше должно быть летучих…

— Да, чем дальше от Солнца, тем больше льдов, сохранившихся в спутниках и кометах, которые, в свою очередь, могут содержать азот. Тут, наверное, имеет смысл спросить, что происходило с элементами, у специалиста по космогонии. Я затрудняюсь прокомментировать профессионально…

— Хоть и понятно, что без углекислого газа жидкой воды не будет, но все-таки: сколько ее в виде льда? На Земле — слой 2 км, а на Марсе?

— На Марсе есть то, о чем можно говорить определенно, и то, относительно чего можно лишь строить гипотезы. Давайте последовательно. В атмосфере Марса воды очень мало. Как и на Земле, она вымерзает, когда становится холодно. Основные разведанные запасы воды на Марсе находятся в полярных шапках и околополярных областях — примерно там же, где и залежи углекислого газа. Но здесь ситуация немного другая: основной запас марсианской воды приходится на северную полярную область. Северная полярная шапка напрашивается на аналогию с антарктическим ледяным щитом: ее толщина доходит до 3,5 км. Очень хороший, мощный ледник; опять же, радары позволяют прекрасно видеть, где кончается лед и начинается грунт. Измерения весьма точны — в марсианской северной полярной шапке содержится около 20 м воды (глобального сферического слоя). Суммарно количество воды по ледникам примерно такое же, включая незначительную прибавку воды, разведанной приборами (Mars Odyssey, TGO ExoMars) методом нейтронного каротажа, поверхностной гидратации грунта. Глубина, на которую видят такие приборы, составляет 1–2 м. Небольшое содержание водорода пересчитывается на воду в предположении, что в приповерхностном слое нефти или других водородосодержащих соединений на Марсе нет. Тут вода уже добавляет несколько метров в объеме: в легкомобилизующихся соединениях водород может быть в форме льда, а может быть и в форме гидротированных минералов. Как и в случае с адсорбированным углекислым газом, такие прицепившиеся молекулы воды получить обратно трудно.

Кстати, здесь есть интересная гипотеза. У поверхности Марса могут стабильно существовать клатраты, соединения воды и углекислого газа: молекула CO2 окружена молекулами H2O. Есть ли они там на самом деле или нет — задача для будущих исследователей. Но даже если Марс забит этими клатратами, даже если их удастся обнаружить вместо водяного льда, то большого объема углекислого газа в этих экзотических соединениях не найти. По отношению к нашим двум-трем атмосферам этот CO2 не сыграет большой роли.

В общей сложности 30 м разведанной воды — запас ощутимый, этот объем можно разлить по всей поверхности Марса.

Радарные исследования залежей углекислого льда в южной полярной шапке. NASA/JPL-Caltech/University of Rome/Southwest Research Institute)
Радарные исследования залежей углекислого льда в южной полярной шапке. NASA/JPL-Caltech/University of Rome/Southwest Research Institute)

— Может, я ошибаюсь, но, по-моему, некоторые формы марсианского рельефа интерпретируются как присыпанный ледник. Так ли это?

— Не возьмусь сказать нет: тут лучше расспросить специалиста по геоморфологии. Я не читаю подряд всю литературу на эту тему, но ничего сенсационного мне не попадалось. Но формы, оставшиеся от ледников, совершенно точно есть. Среди новостей по этому поводу стоит упомянуть новую статью группы Игоря Митрофанова, указывающую на очень высокое содержание льда в экваториальной области в долинах Маринер2. Если это еще как-то независимо подтвердится, то, действительно, может обнаружиться присыпанный ледник. Пока что же это лишь косвенное измерение.

Палеоледники в экваториальной зоне Марса: Ледниковые отложения на склонах горы Олимп и земной аналог (Сухие долины в Антарктике) Head et al. Nature 2005 https://doi.org/10.1038/nature03359
Палеоледники в экваториальной зоне Марса:
Ледниковые отложения на склонах горы Олимп и земной аналог (Сухие долины в Антарктике). Head et al. // Nature, 2005. DOI: 10.1038/nature03359

Вероятно, на Марсе есть больше воды, чем предполагается, поскольку гидратированные минералы и какие-то скрытые ледяные отложения, которые не очень четко можно зафиксировать радарами, могут быть глубже. Нейтронные данные идут только по самой поверхности; радары в случае, если нет четкой границы льда и грунта, не дают стопроцентной уверенности, так что 30 м — оценка явно нижняя. Другие оценки могут давать и 500 м, и даже целый километр общего содержания воды, но это скорее резервуары глубинные, не связанные непосредственно с поверхностью. Такие оценки, в принципе, совпадают с оценками геологическими, утверждающими, что на Марсе когда-то были формы рельефа, размывы, русла рек, долины. Это коррелирует с полукилометровыми оценками толщи марсианской воды в то время.

Миграция ледников на Марсе за последние миллионы лет из-за изменений параметров его орбиты. На первом рисунке, сезонная сублимация и возврат воды в северную постоянную шапку. В других случаях, с высоким, низким наклоном оси и изменениями прецессии идет перенос воды из шапки в места, указанные стрелками. Montmessin, Space Science Rev. 2006 DOI: 10.1007/s11214-006-9078-x
Миграция ледников на Марсе за последние миллионы лет из-за изменений параметров его орбиты. На первом рисунке, сезонная сублимация и возврат воды в северную постоянную шапку. В других случаях, с высоким, низким наклоном оси и изменениями прецессии идет перенос воды из шапки в места, указанные стрелками. Montmessin, Space Science Rev., 2006 DOI: 10.1007/s11214-006-9078-x
Деталь рельефа, похожая на ледник, присыпанный грунтом. 3D-реконструкция. NASA / JPL / University of Arizona / Seán Doran
Деталь рельефа, похожая на ледник, присыпанный грунтом. 3D-реконструкция. NASA / JPL / University of Arizona / Seán Doran

— Возможны ли колонии на Марсе, по вашим собственным ощущениям? Возможна ли постоянная жизнь на планете, пускай и в закрытых помещениях?

— Безусловно. Колония в том же понимании, как на Антарктиде, возможна: постоянные научно-исследовательские поселения на Марсе — это реальность. Как они будут выглядеть, сказать трудно, ведь надо как-то защищаться от радиации, от плохих погодных условий, но это выглядит вполне реальным и представляется достойной целью для человечества, продвижением за границы нашей Земли-матушки. Переселения или какие-то расселения на Марсе же пока что, по-моему, остаются далеко за пределами разумного понимания.

— Нет, конечно же, речь об обычной жизни не идет. Но считаю, что было бы здорово, если бы на Марсе существовала в значительной степени самостоятельная колония: от Земли, пускай, будет в чем-то зависеть, но такая зависимость должна быть минимальной.

— Это мне кажется совершенно разумным. Надеюсь, на Марсе можно будет обеспечить снабжение водой — важнейшим ресурсом, из которого при наличии энергии можно получать воздух для дыхания. После чего развивать небольшую замкнутую экосистему, поскольку грунт на Марсе есть, и он достаточно плодороден — всё, как в романе и фильме «Марсианин». Единственное, мне кажется, надувные жилища, как в фильме, вряд ли спасут будущих исследователей от напастей: придется сооружать нечто более фундаментальное. Усилия, которые делаются в отношении Луны, могут послужить хорошим предварительным шагом: если удастся построить что-то более-менее посещаемое на Луне, то и в отношении Марса схожие проблемы разрешатся достаточно просто.

— Резюмируем: терраформировать Марс возможно теоретически, но на практике это выливается в безумные сроки, а вот жить — можно.

— Жить можно… Есть термин ecopoiesis — создание экосистемы на безжизненной планете, переходный этап между исследованием и терраформированием. Вот к этому этапу и следует стремиться. А в разумные сроки изменить Марс, как и любую другую планету Солнечной системы, реальным не представляется.

— На этом, наверное, и закончим нашу беседу. Большое спасибо! До свидания, а тем, кто нас слушает, — спасибо за внимание!

— И вам большое спасибо! Рад был побеседовать. До свидания.


1 youtube.com/watch?v=7u0TRCmMbRI

2 Mitrofanov I., Malakhov A., Djachkova M., Golovin D., Litvak M., Mokrousov M., Sanin A., Svedhem H., Zelenyi L. The evidence for unusually high hydrogen abundances in the central part of Valles Marineris on Mars // Icarus, Vol. 374. 2022. DOI: 10.1016/j.icarus.2021.114805.

Если вы нашли ошибку, пожалуйста, выделите фрагмент текста и нажмите Ctrl+Enter.

См. также:
Подписаться
Уведомление о
guest

2 Комментария(-ев)
Встроенные отзывы
Посмотреть все комментарии
Юрий Кирпичев
Юрий Кирпичев
12 дней(-я) назад

Намного более интересно, чем в передаче на Ютубе.

Евгений
Евгений
7 дней(-я) назад

Почему при обсуждении возможности терроформирования не предполагается увеличение массы и атмосферы Марса путем доставки комет и астероидов? Раз уж рассуждаем о тысячах лет, то стоит и об этом думать. Кроме доставки вещества и увеличения массы это может изменить, например эксцентриситет орбиты

Оценить: 
Звёзд: 1Звёзд: 2Звёзд: 3Звёзд: 4Звёзд: 5 (8 оценок, среднее: 5,00 из 5)
Загрузка...
 
 

Сообщить об опечатке

Текст, который будет отправлен нашим редакторам: