أنباء وآراء

علم الكواكب: مياه المريخ مخزَّنة أسفل السطح

لماذا فقد كوكب المريخ الكثير من مياهه السطحية، في حين احتفظ كوكب الأرض بها؟ تقترح نماذج محاكاة تطوّر المعادن على الكوكبين تفسيرًا لهذا مفاده أن مياه المريخ انسحبت إلى باطن الكوكب. 

توموهيرو أوسوي
  • Published online:

تشير الأرصاد الخاصة بكوكب المريخ وجيولوجيته إلى أن الكوكب الأحمر كان يمتلك يومًا ما دورة مائية شبيهة بدورة كوكب الأرض، تضمَّنت بحيرات كبيرة أو محيطات. وعلى عكس تلك البيئة الرطبة القديمة، صار سطح المريخ اليوم باردًا وجافًا. ويرتبط تحوّل الكوكب إلى حالته الراهنة ارتباطًا وثيقًا بمصير مياهه السطحية، وهو الأمر الذي لا نفهم جيدًا كيف حدث. فلقد تسرَّبت كمية ضخمة من المياه إلى الفضاء عبر الغلاف الجوي، ويعود سبب ذلك جزئيًا إلى الجاذبية الضعيفة للمريخ1 غير أن نماذج محاكاة تسرب المياه عبر الغلاف الجوي تفسّر تسرّب جزء من المياه المفقودة فقط من على سطح المريخ. وفي البحث المنشور في شهر ديسمبر الماضي في دورية Nature، يقترح ويد وآخرون أن الكثير من مياه السطح صارت محجوزة تحت السطح.

لقد كانت هناك فرصة كي تتفاعل الحِمم البركانية المتدفقة مع مياه السطح، وتشكلت إثر ذلك قشرة مائية على كوكبي الأرض والمريخ "المائي" القديم. يدرس ويد وزملاؤه الخصائص الديناميكية الحرارية للقشرة "المافية" الحاملة للماء (والتي تتألف في معظمها من صخور البازلت) على كل من الكوكبين، ويبيّنون أن البازلت المريخي يمكنه الاحتفاظ بمياه أكثر من البازلت الأرضي، بل ويمكنه نقلها بكفاءة إلى عمق أكبر أسفل السطح (أكثر من 90 كيلومترًا، كما هو مبيّن في الشكل 1). حسب الباحثون أيضًا درجة استقرار المعادن التي تحتوي على الماء في القشور المائية وكثافة كتل الصخور بها، على طول خط درجات الحرارة المتساوية (الذي يصف كيفية تغيّر درجة الحرارة مع العمق) لكلا الكوكبين. وخلُص الباحثون إلى أن دفن القشور المائية يؤدي إلى تَمَيُّه لبّ كوكب المريخ تدريجيًا، إلا أن تلك العملية لا تعمل بكفاءة على كوكب الأرض.

شكل 1| المحتوى المائي للبازلت على الأرض والمريخ. أعلن ويد وآخرون2جراء نمذجة لتطوّر سطحي الأرض والمريخ، مما سمح لهم بتقدير كمية المياه التي يمكن أن تكون مخزنة داخل صخور البازلت في باطن الكوكبين، ووجدوا أن البازلت المريخي يمكنه تخزين مياه أكثر (مبينة بالشكل كنسبة من الوزن) وعلى عمق أكبر من نظيره الأرضي. ويشير ذلك إلى أن  كثيرًا من المياه التي يُعتقد أنها كانت موجودة على سطح المريخ قديمًا صارت مخزَّنة أسفل السطح (مأخوذة من الشكل 1أ في المرجع 2).

شكل 1| المحتوى المائي للبازلت على الأرض والمريخ. أعلن ويد وآخرون2جراء نمذجة لتطوّر سطحي الأرض والمريخ، مما سمح لهم بتقدير كمية المياه التي يمكن أن تكون مخزنة داخل صخور البازلت في باطن الكوكبين، ووجدوا أن البازلت المريخي يمكنه تخزين مياه أكثر (مبينة بالشكل كنسبة من الوزن) وعلى عمق أكبر من نظيره الأرضي. ويشير ذلك إلى أن  كثيرًا من المياه التي يُعتقد أنها كانت موجودة على سطح المريخ قديمًا صارت مخزَّنة أسفل السطح (مأخوذة من الشكل 1أ في المرجع 2).

كبر الصورة

يُعتقد أن الكواكب الصخرية الأربعة في المجموعة الشمسية (عطارد، والزهرة، والأرض، والمريخ) قد تشكَّلت عن طريق تراكم لبنات بناء أساسية كوكبية متشابهة، وقد أدى ذلك إلى تشابه أوشحتها بصفة عامة في التركيب الذي يحتوي على كل العناصر الأساسية، باستثناء الحديد. وينقسم الحديد المعدني إلى حديد يدخل في تركيب اللب المعدني للكواكب الصخرية، بينما يتراكم أكسيد الحديد الثنائي في الأوشحة الكوكبية الغنية بالسيليكات. وتتحكم خاصية ديناميكية حرارية، تُعرف باسم انفلات الأكسجين - وهي مقياس لكمية الأكسجين الموجودة في خليط ما - في محتوى البازلت الكوكبي من الحديد. ويحتوي البازلت المريخي على كمية كبيرة للغاية من أكسيد الحديد الثنائي (نحو 17% من وزنه) مقارنة بالبازلت الشائع على كوكب الأرض (نحو 7-10% من وزنه)، وهو ما يُرجِّح أن انفلات الأكسجين كان أعلى خلال فترة تكوّن لب المريخ مما كان عليه في أثناء تكوّن لُب الأرض. ويوضّح ويد وزملاؤه أن ذلك الاختلاف التركيبي - إضافة إلى اختلاف خطي درجات الحرارة المتساوية بين المريخ والأرض - يلعب دورًا أساسيًا في تخزين ونقل المياه السطحية للكوكب في طبقتي القشرة والوشاح لكلا الكوكبين.

إن عمليات التَمَيُّه عمومًا تعمل على تمدد حجم القشرة، مما يجعلها أقل كثافة. وعلى النقيض من ذلك، تشير النمذجة الديناميكية الحرارية التي قام بها ويد وزملاؤه إلى أن البازلت المريخي الغني بالحديد يتعرض لتمدد ضئيل في الحجم خلال التَمَيُّه. وإضافة إلى ذلك، فإن البازلت المائي المريخي الغني بالحديد ينصهر عادة عند درجات حرارة أقل (نحو 800-900 درجة مئوية) من الصخور المافية اللامائية (نحو 1200 درجة مئوية)، وهذا الانصهار تتخلَّف عنه بقايا مائية كثيفة نسبيًّا في الوشاح. وفي ظل الغياب الواضح للعمليات التكتونية على المريخ، والتي تعمل على إعادة تدوير المواد الموجود في القشرة ونقلها إلى الوشاح، يقترح الباحثون أن الدفن المتتابع للقشرة المائية ربما حفَّز عملية تَمَيُّه الوشاح – حيث إن ذلك الدفن من شأنه زيادة درجة الحرارة والضغط الواقع على البازلت المائي في القشرة تدريجيًّا، مما يتسبب في انصهاره، ومن ثم يُخلّف البقايا المائية في الوشاح.

ومن شأن عملية التَمَيُّه في الوشاح المريخي أن تؤدّي أيضًا إلى جعله أكثر تأكسدًا، إلا أن التحليلات الجيوكيميائية للأحجار النيزكية (المعروفة باسم الشيرجوتيت) المتكونة من صخور البازلت المريخية اليافعة تشير إلى أن مصدرها داخل الوشاح المريخي أقل تأكسدًا من وشاح الأرض3. إضافة إلى ذلك، فإن مصدر الشيرجوتيت يحتوي على نسب ضئيلة للغاية من المياه (أقل من 50 جزءًا لكل مليون)4 مقارنة بوشاح الأرض (عادة حوالي 100-200 جزء لكل مليون)5. كيف إذن تتفق تلك الملاحظات مع ما أشار إليه ويد وزملاؤه فيما يتعلق باحتواء وشاح المريخ على مياه أكثر من الأرض؟ أظهرت التجارب6 أن مصدر الشيرجوتيت يقع على عمق يبلغ نحو 100 كم، أي قرب قاعدة عمود الوشاح المائي المُقترح من قِبل ويد وزملائه. وهكذا فإن انخفاض مستوى الأكسدة والتَمَيُّه في مصدر الشيرجوتيت ربما كان يعبر عن المنطقة العليا من الوشاح اللامائي (أو ربما كان يشكل سقفًا لهذه المنطقة)، ما لم يكن ظاهرة محلية ما خاصة بالكوكب.

كان التقدير الأصلي للمخزون العام من المياه السطحية على المريخ يتراوح بين 2x107 و2x108 كم3 (المرجع 7، والمراجع الواردة فيه)، بناءً على حجم المحيطات المفترضة القديمة. ولكن تقديرات الكمية الكلية التي تسربت إلى الفضاء أقل من ذلك بكثير (أقل من 107 كم3، وفقًا لنماذج التسرب عبر الغلاف الجوي7). ويشير التفاوت بين تلك التقديرات إلى وجود مخزون مائي "مفقود" أسفل السطح. والتوزيع الواسع للمواد المائية على سطح المريخ يعني أيضًا وجود مستودع مائي داخل القشرة، لكن الأرصاد الطيفية التقليدية تستطيع رؤية القشرة السطحية فقط. وتوفّر نماذج المحاكاة الديناميكية الحرارية الخاصة بويد وزملائه، إلى جانب بيانات الاستشعار عن بعد، وسيلة لمعرفة العمق الذي توجد عنده المواد المائية، ولحساب تقدير معقول لحجم مخزون المياه بالقشرة.

كذلك فإن الثلج الموجود على السطح قد يفسر أيضًا مخزون المياه المفقود على كوكب المريخ8-10. فقد تمكّنت القياسات تحت السطحية بواسطة المسبار الراداري8 من رصد انحرافات في خاصية كهربية بالصخور الموجودة في نصف الكرة الشمالي للكوكب، وهو ما يشير إلى وجود ترسّبات جليدية ضخمة متضمنة داخل أو بين طبقات الرواسب والمواد البركانية على عمق 60-80مترًا. وطُرِح نموذج الجليد السطحي أيضًا كمقترح بناءً على تحليلات نظائر الهيدروجين بالصخور النيزكية المريخية9 وتحليل مورفولوجيا الفوهات البركانية10 وقد أشارت دراسات الفوهات البركانية إلى أن الجليد المائي تحت السطح يُقدر حجمه بنحو 3x107كم3، وهو ما يقارب حجم المحيطات القديمة. وسيتطلب الأمر القيام بالاستكشاف تحت السطح من أجل اختبار نظريتي القشرة المائية والجليد السطحي، ومن ثم إلقاء الضوء على تطور مخزون المياه على كوكب المريخ.

References

  1.  Lammer, H. et al. Space Sci. Rev. 174, 113–154 (2013).| article
  2. Wade, J., Dyck, B., Palin, R. M., Moore, J. D. P. & Smye, A. J. Nature 552, 391–394 (2017). | article
  3. Herd, C. D. K. et al. Geochim. Cosmochim. Acta 66, 2025–2036 (2002). | article
  4. Usui, T., Alexander, C. M. O’D., Wang, J., Simon, J. I. & Jones, J. H. Earth Planet. Sci. Lett. 357–358, 119–129 (2012). | article

  5. Saal, A. E., Hauri, E. H., Langmuir, C. H. & Perfit, M. R. Nature 419, 451–455 (2002).

     | article
  6. Filiberto, J. & Dasgupta, R. J. Geophys. Res. Planets 120, 109–122 (2015). | article

  7. Kurokawa, H. et al. Earth Planet. Sci. Lett. 394, 179–185 (2014). | article

  8. Mouginot, J., Pommerol, A., Beck, P., Kofman, W. & Clifford, S. M. Geophys. Res. Lett. 39, L02202 (2012). | article

  9. Usui, T., Alexander, C. M. O’D., Wang, J., Simon, J. I. & Jones, J. H. Earth Planet. Sci. Lett. 410, 140–151 (2015). | article

  10. Weiss, D. K. & Head, J. W. Icarus 288, 120–147 (2017). | article

توموهيرو أوسوي من معهد علوم الحياة الأرضية، معهد طوكيو للتكنولوجيا، طوكيو 152-8551، اليابان.

بريد إلكتروني: tomohirousui@elsi.jp