Terraformacja Marsa - Terraforming of Mars

Ten artykuł dotyczy procesu technologicznego. Informacje na temat gry planszowej można znaleźć w części Terraformowanie Marsa (gra planszowa) .

Koncepcja artysty dotycząca procesu terraformowania Marsa

Terraformowanie z Marsa lub terraformation Mars jest hipotetyczna procedura, która będzie składać się z inżynierii planetarnej projektu lub równoczesnych projektów, w celu przekształcenia planety z jednego wrogiego ziemskiego życia na taki, który może trwale ludzie hosta i inne formy życia wolny od ochrony lub mediacji. Proces ten prawdopodobnie wiązałby się z rehabilitacją istniejącego klimatu , atmosfery i powierzchni planety poprzez różne inicjatywy wymagające dużej ilości zasobów oraz instalację nowego systemu lub systemów ekologicznych .

Uzasadnienia wyboru Marsa zamiast innych potencjalnych celów terraformowania obejmują obecność wody i historię geologiczną, która sugeruje, że kiedyś posiadał gęstą atmosferę podobną do ziemskiej . Zagrożenia i trudności obejmują niską grawitację, niski poziom światła w stosunku do Ziemi oraz brak pola magnetycznego.

Istnieje spór dotyczący tego, czy obecna technologia może uczynić planetę zdatną do zamieszkania. Inne zastrzeżenia dotyczą kwestii etycznych związanych z terraformowaniem i znacznymi kosztami, jakie wiązałoby się z takim przedsięwzięciem. Przyczyny terraformowania planety obejmują rozwianie obaw o wykorzystanie i wyczerpywanie się zasobów na Ziemi oraz argumenty, że zmiana i późniejsze lub równoczesne zasiedlenie innych planet zmniejsza prawdopodobieństwo wyginięcia ludzkości.

Motywacja i skutki uboczne

Zobacz też: Etyka terraformowania
Ilustracja przedstawiająca rośliny rosnące w wyimaginowanej bazie Marsa.

Przyszły wzrost populacji, zapotrzebowanie na zasoby i alternatywne rozwiązanie argumentu Doomsday może wymagać ludzkiej kolonizacji ciał innych niż Ziemia , takich jak Mars , Księżyc i inne obiekty. Kolonizacja przestrzeni kosmicznej ułatwiłaby pozyskiwanie energii i zasobów materialnych Układu Słonecznego .

Pod wieloma względami Mars jest najbardziej podobny do Ziemi ze wszystkich innych planet Układu Słonecznego. Uważa się, że na początku swojej historii geologicznej Mars miał środowisko bardziej podobne do Ziemi , z gęstszą atmosferą i obfitością wody, która została utracona w ciągu setek milionów lat w wyniku ucieczki atmosferycznej . Biorąc pod uwagę podstawy podobieństwa i bliskości, Mars byłby jednym z najbardziej prawdopodobnych celów terraformowania w Układzie Słonecznym.

Skutki uboczne terraformowania obejmują potencjalne przemieszczenie lub zniszczenie rdzennego życia , nawet mikrobiologicznego, jeśli takie życie istnieje.

Wyzwania i ograniczenia

Zobacz także: Kolonizacja Marsa
Ten diagram pokazuje zmianę atmosfery uciekającej z Marsa, jeśli była ona zbliżona do średniej temperatury na Ziemi. Uważa się, że Mars był w przeszłości ciepły (ze względu na ślady wody w stanie ciekłym na powierzchni), a terraformowanie sprawiłoby, że znów się ogrzał. W tych temperaturach tlen i azot ulatniałyby się w kosmos znacznie szybciej niż obecnie.

Środowisko marsjańskie wiąże się z kilkoma wyzwaniami związanymi z terraformowaniem, a zakres terraformowania może być ograniczony przez pewne kluczowe czynniki środowiskowe. Oto lista niektórych sposobów, w jakie Mars różni się od Ziemi, co stara się rozwiązać terraformowanie:

  • Zmniejszony poziom światła (około 60% Ziemi)
  • Niska grawitacja powierzchniowa (38% ziemskiej)
  • Toksyczna atmosfera
  • Ciśnienie atmosferyczne (około 1% ziemskiego; znacznie poniżej granicy Armstronga )
  • Jonizujące promieniowanie słoneczne i kosmiczne na powierzchni
  • Średnia temperatura -63 ° C (210 K; -81 ° F) w porównaniu do średniej ziemskiej 14 ° C (287 K; 57 ° F))
  • Niestabilność molekularna - wiązania między atomami rozpadają się w krytyczne molekuły, takie jak związki organiczne
  • Globalne burze piaskowe
  • Brak naturalnego źródła żywności
  • Toksyczna gleba
  • Brak globalnego pola magnetycznego chroniącego przed wiatrem słonecznym

Przeciwdziałanie skutkom pogody kosmicznej

Zobacz też: Zagrożenie zdrowia przez promieniowanie kosmiczne

Mars nie posiada własnego globalnego pola magnetycznego, ale wiatr słoneczny bezpośrednio oddziałuje z atmosferą Marsa, prowadząc do powstania magnetosfery z rurek pola magnetycznego . Stwarza to wyzwania dla łagodzenia promieniowania słonecznego i utrzymywania atmosfery.

Brak pola magnetycznego, stosunkowo niewielka masa i fotochemia atmosferyczna z czasem przyczyniły się do parowania i utraty ciekłej wody na jej powierzchni. Wyrzucane przez wiatr słoneczny wyrzuty atomów atmosferycznych na Marsie zostały wykryte przez sondy krążące wokół Marsa, co wskazuje, że wiatr słoneczny z czasem rozebrał marsjańską atmosferę. Dla porównania, chociaż Wenus ma gęstą atmosferę, ma tylko ślady pary wodnej (20 ppm), ponieważ brakuje jej dużego, indukowanego dipolem pola magnetycznego. Warstwa ozonowa Ziemi zapewnia dodatkową ochronę. Światło ultrafioletowe jest blokowane, zanim może zdysocjować wodę na wodór i tlen.

Niska grawitacja i ciśnienie

Ciężkości powierzchni na Mars wynosi 38% tego w ziemi. Nie wiadomo, czy to wystarczy, aby zapobiec problemom zdrowotnym związanym z nieważkością .

CO . Marsa
2Atmosfera ma około 1% ciśnienia ziemskiego na poziomie morza. Szacuje się, że jest wystarczająca ilość CO
2lód w regolicie i południowej czapie polarnej, tworząc atmosferę 30 do 60 kilopaskali [kPa] (4,4 do 8,7 psi), jeśli zostanie uwolniony przez ocieplenie planetarne. Ponowne pojawienie się wody w stanie ciekłym na powierzchni Marsa przyczyniłoby się do ocieplenia i gęstości atmosfery, ale niższa grawitacja Marsa wymaga 2,6-krotności masy powietrza w kolumnie Ziemi, aby uzyskać optymalne ciśnienie na powierzchni 100 kPa (15 psi). Dodatkowe substancje lotne w celu zwiększenia gęstości atmosfery muszą być dostarczane z zewnętrznego źródła, takiego jak przekierowanie kilku masywnych asteroid (łącznie 40-400 miliardów ton) zawierających amoniak ( NH
3) jako źródło azotu .

Oddychanie na Marsie

Obecne warunki w marsjańskiej atmosferze, przy ciśnieniu atmosferycznym mniejszym niż 1 kPa (0,15 psi), są znacznie poniżej granicy Armstronga wynoszącej 6 kPa (0,87 psi), gdzie bardzo niskie ciśnienie powoduje odsłonięcie płynów ustrojowych, takich jak ślina, łzy i płyny. zwilżenie pęcherzyków płucnych w celu wygotowania. Bez skafandrem , żadna ilość oddychania tlenu dostarczana za pomocą wszelkich środków będzie podtrzymania życia tlen do oddychania przez więcej niż kilka minut. W raporcie technicznym NASA Rapid (Explosive) Decompression Emergencies in Pressure-Suited Subjects , po ekspozycji na ciśnienie poniżej limitu Armstronga, ocalały poinformował, że jego „ostatnim świadomym wspomnieniem było to, że woda na jego języku zaczęła się gotować”. W takich warunkach ludzie umierają w ciągu kilku minut, chyba że skafander ciśnieniowy zapewnia podtrzymywanie życia.

Gdyby ciśnienie atmosferyczne Marsa mogło wzrosnąć powyżej 19 kPa (2,8 psi), skafander ciśnieniowy nie byłby potrzebny. Odwiedzający musieliby jedynie nosić maskę dostarczającą 100% tlenu pod nadciśnieniem. Dalszy wzrost do 24 kPa (3,5 psi) ciśnienia atmosferycznego umożliwiłby prostą maskę dostarczającą czysty tlen. Może to wyglądać podobnie do wspinaczy górskich, którzy zapuszczają się na ciśnienie poniżej 37 kPa (5,4 psi), zwanej również strefą śmierci , gdzie niewystarczająca ilość butelkowanego tlenu często prowadzi do niedotlenienia ze zgonami. Gdyby jednak wzrost ciśnienia atmosferycznego został osiągnięty poprzez zwiększenie CO 2 (lub innego toksycznego gazu), maska ​​musiałaby zapewnić, aby atmosfera zewnętrzna nie dostała się do aparatu oddechowego. Stężenia CO 2 tak niskie jak 1% powodują senność u ludzi. Stężenia od 7% do 10% mogą powodować uduszenie, nawet w obecności wystarczającej ilości tlenu. (Patrz Toksyczność dwutlenku węgla .)

Zalety

Zobacz także: Atmosfera Marsa
Hipotetyczny terraformowany Mars

Według naukowców Mars znajduje się na zewnętrznej krawędzi strefy nadającej się do zamieszkania , regionu Układu Słonecznego, w którym woda w stanie ciekłym na powierzchni może być podtrzymywana, jeśli skoncentrowane gazy cieplarniane mogą zwiększyć ciśnienie atmosferyczne. Brak zarówno pola magnetycznego, jak i aktywności geologicznej na Marsie może wynikać z jego stosunkowo niewielkich rozmiarów, które pozwoliły na szybsze ochłodzenie się wnętrza Marsa niż na Ziemi, chociaż szczegóły takiego procesu wciąż nie są dobrze poznane.

Wiele wskazuje na to, że Mars miał kiedyś atmosferę tak grubą jak Ziemia na wcześniejszym etapie rozwoju, a jego ciśnienie utrzymywało na powierzchni dużą ilość wody w stanie ciekłym . Chociaż wydaje się, że woda była kiedyś obecna na powierzchni Marsa, obecnie lód gruntowy występuje od średnich szerokości geograficznych do biegunów. Gleby i atmosferę Mars zawiera wiele głównych elementów kluczowych do życia, takich jak siarka, azot, wodór, tlen, fosfor i węgla.

Wszelkie zmiany klimatyczne wywołane w najbliższym czasie prawdopodobnie będą napędzane przez ocieplenie cieplarniane wywołane wzrostem atmosferycznego dwutlenku węgla ( CO
2) iw konsekwencji wzrost ilości pary wodnej w atmosferze. Te dwa gazy są jedynymi prawdopodobnymi źródłami ocieplenia cieplarnianego, które są dostępne w dużych ilościach w środowisku Marsa. Duże ilości lodu wodnego występują pod powierzchnią Marsa, a także na powierzchni przy biegunach, gdzie miesza się z suchym lodem , zamarzniętym CO
2. Znaczne ilości wody znajdują się na południowym biegunie Marsa, który po stopieniu odpowiadałby oceanicznemu oceanowi o głębokości 5–11 metrów. Zamrożony dwutlenek węgla ( CO
2) na biegunach wznosi się do atmosfery podczas marsjańskiego lata, pozostawiając niewielkie ilości resztek wody, które szybkie wiatry zmiatają bieguny z prędkością dochodzącą do 400 km/h (250 mph). To sezonowe zjawisko przenosi do atmosfery duże ilości pyłu i lodu wodnego , tworząc podobne do Ziemi chmury lodu .

Większość tlenu w marsjańskiej atmosferze występuje w postaci dwutlenku węgla ( CO
2), główny składnik atmosferyczny. Tlen cząsteczkowy (O 2 ) występuje tylko w śladowych ilościach. Duże ilości tlenu można znaleźć również w tlenkach metali na powierzchni Marsa oraz w glebie w postaci nadazotanów . Analiza próbek gleby pobranych przez lądownik Phoenix wykazała obecność nadchloranu , który był używany do uwalniania tlenu w chemicznych generatorach tlenu . Elektrolizę można by wykorzystać do rozdzielenia wody na Marsie na tlen i wodór, gdyby dostępna była wystarczająca ilość wody w stanie ciekłym i elektryczności. Jeśli jednak zostanie wypuszczony do atmosfery, ucieknie w kosmos.

Proponowane metody i strategie

Porównanie suchej atmosfery

Nieruchomość atmosferyczna		 Mars Ziemia
Nacisk 0,61 kPa (0,088 psi) 101,3 kPa (14,69 psi)
Dwutlenek węgla ( CO
2)		 96,0% 0,04%
Argon (Ar) 2,1% 0,93%
Azot (N 2 ) 1,9% 78,08%
Tlen (O 2 ) 0,145% 20,94%

Terraformowanie Marsa pociągnęłoby za sobą trzy główne, przeplatające się zmiany: budowanie magnetosfery, budowanie atmosfery i podnoszenie temperatury. Atmosfera Marsa jest stosunkowo cienka i charakteryzuje się bardzo niskim ciśnieniem powierzchniowym. Ponieważ jego atmosfera składa się głównie z CO
2, znany gaz cieplarniany , gdy Mars zaczyna się nagrzewać, CO
2może pomóc w utrzymaniu energii cieplnej blisko powierzchni. Co więcej, gdy się nagrzewa, więcej CO
2powinien przedostawać się do atmosfery z zamrożonych rezerw na słupach, potęgując efekt cieplarniany . Oznacza to, że dwa procesy budowania atmosfery i jej ogrzewania wzmacniałyby się nawzajem, sprzyjając terraformowaniu. Jednak utrzymanie atmosfery w całości byłoby trudne ze względu na brak ochronnego globalnego pola magnetycznego przed erozją przez wiatr słoneczny .

Import amoniaku

Jedną z metod wzmocnienia atmosfery Marsa jest wprowadzenie amoniaku (NH 3 ). Duże ilości amoniaku prawdopodobnie występują w postaci zamrożonej na mniejszych planetach krążących w zewnętrznym Układzie Słonecznym . Możliwe jest przekierowanie orbit tych lub mniejszych obiektów bogatych w amoniak, tak aby zderzyły się z Marsem, przenosząc w ten sposób amoniak do atmosfery Marsa. Amoniak nie jest jednak stabilny w atmosferze marsjańskiej. Po kilku godzinach rozkłada się na (dwuatomowy) azot i wodór. Tak więc, chociaż amoniak jest potężnym gazem cieplarnianym , jest mało prawdopodobne, aby powodował znaczne ocieplenie planety. Przypuszczalnie azot zostałby w końcu wyczerpany przez te same procesy, które pozbawiły Marsa znacznej części jego pierwotnej atmosfery, ale uważa się, że procesy te wymagały setek milionów lat. Będąc znacznie lżejszym, wodór byłby usuwany znacznie szybciej. Dwutlenek węgla ma gęstość 2,5 razy większą od amoniaku, a gazowy azot, którego Mars ledwo się utrzymuje, jest ponad 1,5 razy większy, więc każdy importowany amoniak, który nie uległby rozkładowi, również zostałby szybko utracony w kosmos.

Import węglowodorów

Innym sposobem na stworzenie marsjańskiej atmosfery byłby import metanu (CH 4 ) lub innych węglowodorów , które są powszechne w atmosferze Tytana i na jego powierzchni ; metan mógłby być wypuszczany do atmosfery, gdzie oddziaływałby, potęgując efekt cieplarniany. Jednak, podobnie jak amoniak (NH 3 ), metan (CH 4 ) jest stosunkowo lekkim gazem. W rzeczywistości jest on nawet mniej gęsty niż amoniak i podobnie zostałby stracony w przestrzeni, gdyby został wprowadzony, i to szybciej niż amoniak. Nawet jeśli udałoby się znaleźć sposób, aby zapobiec jego ucieczce w kosmos, metan może istnieć w marsjańskiej atmosferze tylko przez ograniczony czas, zanim zostanie zniszczony. Szacunki dotyczące jego żywotności wahają się od 0,6 do 4 lat.

Stosowanie związków fluoru

Sugerowano, że szczególnie silne gazy cieplarniane, takie jak sześciofluorek siarki , chlorofluorowęglowodory (CFC) lub perfluorowęglowodory (PFC), mogą służyć zarówno do wstępnego ocieplenia Marsa, jak i do utrzymania długoterminowej stabilności klimatu. Proponuje się wprowadzenie tych gazów, ponieważ generują one efekt cieplarniany tysiące razy silniejszy niż CO
2. Związki na bazie fluoru, takie jak sześciofluorek siarki i perfluorowęglowodory, są korzystniejsze od związków na bazie chloru, ponieważ te ostatnie niszczą ozon . Szacuje się, że około 0,3 mikrobara freonów musiałoby zostać wprowadzonych do atmosfery Marsa, aby sublimować CO z bieguna południowego
2lodowce. Odpowiada to masie około 39 milionów ton, czyli około trzykrotności ilości CFC wyprodukowanych na Ziemi w latach 1972-1992 (kiedy produkcja CFC była zakazana na mocy traktatu międzynarodowego). Utrzymanie temperatury wymagałoby ciągłej produkcji takich związków, które ulegają zniszczeniu w wyniku fotolizy. Oszacowano, że wprowadzenie 170 kiloton optymalnych związków szklarniowych (CF 3 CF 2 CF 3 , CF 3 SCF 2 CF 3 , SF 6 , SF 5 CF 3 , SF 4 (CF 3 ) 2 ) wystarczyłoby do utrzymania Efekt cieplarniany 70-K w atmosferze terraformowanej o ciśnieniu i składzie zbliżonym do ziemskiego.

Typowe propozycje przewidują produkcję gazów na Marsie przy użyciu lokalnie wydobytych materiałów, energii jądrowej i znacznego wysiłku przemysłowego. Potencjał wydobycia minerałów zawierających fluor w celu uzyskania surowca niezbędnego do produkcji CFC i PFC jest poparty badaniami mineralogicznymi Marsa, które szacują pierwiastkową obecność fluoru w składzie masowym Marsa na 32 ppm masy (w porównaniu do 19,4 ppm dla Ziemi).

Alternatywnie, CFC można wprowadzić, wysyłając rakiety z ładunkiem skompresowanych CFC na kursach kolizyjnych z Marsem. Kiedy rakiety uderzały w powierzchnię, uwalniały swoje ładunki do atmosfery. Stały ostrzał tych „rakiet CFC” musiałby zostać utrzymany przez nieco ponad dekadę, podczas gdy Mars zmienił się chemicznie i stał się cieplejszy.

Korzystanie z luster orbitalnych

Lustra wykonane z cienkiej aluminiowanej folii PET można by umieścić na orbicie wokół Marsa, aby zwiększyć całkowite nasłonecznienie , jakie otrzymuje. Skierowałoby to światło słoneczne na powierzchnię i mogłoby bezpośrednio zwiększyć temperaturę powierzchni Marsa. Zwierciadło o promieniu 125 km można by ustawić jako statyt , wykorzystując swoją skuteczność jako żagiel słoneczny na orbicie w nieruchomej pozycji względem Marsa, w pobliżu biegunów, aby sublimować CO
2 pokrywa lodowa i przyczynia się do ocieplenia efektu cieplarnianego.

Redukcja Albedo

Zmniejszenie albedo powierzchni Marsa pozwoliłoby również na bardziej efektywne wykorzystanie wchodzącego światła słonecznego pod względem absorpcji ciepła. Można tego dokonać, rozprowadzając ciemny pył z księżyców Marsa, Fobosa i Deimosa , które należą do najczarniejszych ciał w Układzie Słonecznym; lub poprzez wprowadzenie ciemnych, ekstremofilnych form życia drobnoustrojów, takich jak porosty , glony i bakterie. Ziemia pochłonęłaby wtedy więcej światła słonecznego, ogrzewając atmosferę. Jednak Mars jest już drugą najciemniejszą planetą w Układzie Słonecznym, pochłaniającą ponad 70% wchodzącego światła słonecznego, więc możliwości dalszego jego przyciemniania są niewielkie.

Gdyby zadomowiły się glony lub inne zielone organizmy, wnosiłyby również niewielką ilość tlenu do atmosfery, choć nie na tyle, aby ludzie mogli oddychać. Proces konwersji do produkcji tlenu jest wysoce zależny od wody, bez której CO
2jest głównie przekształcany w węglowodany. Ponadto, ponieważ na Marsie tlen atmosferyczny jest tracony w kosmos (w przeciwieństwie do Ziemi, gdzie występuje cykl tlenowy ), oznaczałoby to trwałą utratę planety. Z obu tych powodów konieczne byłoby kultywowanie takiego życia w zamkniętym systemie. Zmniejszyłoby to albedo systemu zamkniętego (zakładając, że wzrost miał niższe albedo niż gleba marsjańska), ale nie wpłynęłoby na albedo planety jako całości.

26 kwietnia 2012 r. naukowcy poinformowali, że porosty przetrwały i wykazały niezwykłe wyniki w zakresie zdolności adaptacyjnej aktywności fotosyntetycznej w czasie symulacji 34 dni w warunkach marsjańskich w Mars Simulation Laboratory (MSL) utrzymywanym przez Niemieckie Centrum Lotnicze (DLR).

Ostatnim problemem związanym z redukcją albedo są pospolite marsjańskie burze piaskowe . Pokrywają one całą planetę tygodniami i nie tylko zwiększają albedo, ale także blokują światło słoneczne przed dotarciem do powierzchni. Zaobserwowano, że powoduje to spadek temperatury powierzchni, z którego planeta potrzebuje miesięcy, aby się odbudować. Gdy pył opadnie, zakrywa wszystko, na czym wyląduje, skutecznie wymazując materiał redukujący albedo z pola widzenia Słońca .

Dofinansowane badania: ecopoiesis

Stanowisko testowe Mars Ecopoiesis z przezroczystą kopułą, która pozwala na ciepło słoneczne i fotosyntezę, oraz system korkociągu do zbierania i uszczelniania marsjańskiej gleby wraz z organizmami ziemskimi wytwarzającymi tlen. Całkowita długość to około 7 centymetrów (2,8 cala).

Od 2014 r. program NASA Institute for Advanced Concepts (NIAC) i Techshot Inc pracują razem nad opracowaniem szczelnych biokopuł, które wykorzystywałyby kolonie wytwarzających tlen cyjanobakterii i glonów do produkcji tlenu cząsteczkowego (O 2 ) na marsjańskiej glebie. Ale najpierw muszą sprawdzić, czy działa na małą skalę na Marsie. Propozycja nosi nazwę Mars Ecopoiesis Test Bed. Eugene Boland jest głównym naukowcem w Techshot, firmie z siedzibą w Greenville w stanie Indiana. Zamierzają wysłać małe pojemniki z ekstremofilnymi fotosyntetycznymi algami i sinicami na pokład przyszłej misji łazika. Łazik wkręcałby 7-centymetrowe (2,8 cala) kanistry w wybrane miejsca, w których może wystąpić przejściowa woda w stanie ciekłym, wciągając trochę marsjańskiej gleby, a następnie uwalniając mikroorganizmy wytwarzające tlen, które rozwijają się w szczelnej glebie. Sprzęt wykorzysta marsjański lód podpowierzchniowy, gdy jego faza zmieni się w ciekłą wodę. Następnie system szukałby tlenu wydzielanego jako metaboliczny produkt uboczny i przesyłał wyniki do krążącego wokół Marsa satelity przekaźnikowego.

Jeśli ten eksperyment zadziała na Marsie, zaproponują zbudowanie kilku dużych i szczelnych struktur zwanych biokopułami , aby produkować i zbierać tlen dla przyszłej misji człowieka do systemów podtrzymywania życia na Marsie . Możliwość wytworzenia tam tlenu zapewniłaby NASA znaczne oszczędności kosztów i umożliwiłaby dłuższe wizyty ludzi na Marsie, niż byłoby to możliwe, gdyby astronauci musieli transportować własne ciężkie zbiorniki z tlenem. Ten proces biologiczny, zwany ekopoiezą , byłby izolowany na ograniczonych obszarach i nie jest przeznaczony jako rodzaj globalnej inżynierii planetarnej do terraformowania atmosfery Marsa, ale NASA stwierdza, że ​​„będzie to pierwszy duży krok od badań laboratoryjnych do wdrożenia eksperymentalnych (w przeciwieństwie do analitycznych) badań planetarnych in situ o największym znaczeniu dla biologii planetarnej, ekopoezy i terraformowania”.

Badania przeprowadzone na Uniwersytecie Arkansas w czerwcu 2015 r. sugerowały, że niektóre metanogeny mogą przetrwać w niskim ciśnieniu Marsa . Rebecca Mickol odkryła, że ​​w jej laboratorium cztery gatunki metanogenów przetrwały warunki niskiego ciśnienia, które były podobne do podpowierzchniowej ciekłej warstwy wodonośnej na Marsie. Cztery gatunki że badane Methanothermobacter wolfeii , Methanosarcina barkeri , Methanobacterium formicicum i maripaludis Methanococcus . Metanogeny nie wymagają tlenu ani organicznych składników odżywczych, nie są fotosyntetyczne, wykorzystują wodór jako źródło energii i dwutlenek węgla (CO 2 ) jako źródło węgla, więc mogą istnieć w środowiskach podpowierzchniowych na Marsie.

Ochrona atmosfery

Uciekająca atmosfera na Marsie ( węgiel , tlen i wodór ) przez MAVEN w UV

Jednym z kluczowych aspektów terraformowania Marsa jest ochrona atmosfery (zarówno obecnej, jak i przyszłej) przed zagubieniem w kosmosie. Niektórzy naukowcy stawiają hipotezę, że stworzenie sztucznej magnetosfery obejmującej całą planetę byłoby pomocne w rozwiązaniu tego problemu. Według dwóch japońskich naukowców z NIFS, przy obecnej technologii można to zrobić, budując system chłodzonych, równoleżnikowych pierścieni nadprzewodzących, z których każdy przewodzi wystarczającą ilość prądu stałego .

W tym samym raporcie twierdzi się, że wpływ ekonomiczny systemu można zminimalizować, wykorzystując go również jako planetarny system przesyłania i magazynowania energii (SMES).

Ekran magnetyczny na orbicie L 1

Osłona magnetyczna na orbicie L1 wokół Marsa

Podczas warsztatów Planetary Science Vision 2050 pod koniec lutego 2017 r. naukowiec NASA Jim Green zaproponował koncepcję umieszczenia magnetycznego pola dipolowego między planetą a Słońcem, aby chronić je przed wysokoenergetycznymi cząstkami słonecznymi. Znajdowałaby się na orbicie L 1 Marsa Lagrange'a przy około 320 R ♂ , tworząc częściową i odległą sztuczną magnetosferę. Pole musiałoby być „porównywalne z Ziemią” i utrzymywać się50 μT mierzone przy 1 promieniu Ziemi. Streszczenie artykułu przytacza, że ​​można to osiągnąć za pomocą magnesu o sile 1-2 tesli (10 000-20 000 gausów ). Jeśli zostanie zbudowana, tarcza może pozwolić planecie na przywrócenie atmosfery. Symulacje wskazują, że w ciągu lat planeta byłaby w stanie osiągnąć połowę ciśnienia atmosferycznego Ziemi. Bez wiatrów słonecznych znikających z planety zamarznięty dwutlenek węgla w czapach lodowych na obu biegunach zacząłby sublimować (z ciała stałego w gaz) i ogrzewać równik. Czapy lodowe zaczęłyby topnieć, tworząc ocean. Badacz twierdzi ponadto, że odgazowanie wulkaniczne, które w pewnym stopniu równoważy obecną utratę atmosfery na Ziemi, z czasem uzupełniłoby atmosferę na tyle, aby stopić czapy lodowe i wypełnić 1 ⁄ 7 prehistorycznych oceanów Marsa.

Termodynamika terraformowania

Całkowita energia potrzebna do sublimacji CO
2z południowej polarnej czapy lodowej został wymodelowany przez Zubrina i McKaya w 1993 roku. Jeśli używa się luster orbitalnych, szacunkowo 120 MW-lat energii elektrycznej byłoby potrzebne do wytworzenia luster wystarczająco dużych, aby odparować czapy lodowe. Jest to uważana za najskuteczniejszą metodę, choć najmniej praktyczną. Jeśli używa się potężnych halowęglowych gazów cieplarnianych, do osiągnięcia tego ogrzewania potrzeba by rzędu 1000 MW-lat energii elektrycznej. Jeśli jednak wszystko to CO
2zostały wprowadzone do atmosfery, podwoiłyby tylko obecne ciśnienie atmosferyczne z 6 mbar do 12 mbar, co stanowiłoby około 1,2% średniego ciśnienia na Ziemi na poziomie morza. Ilość ocieplenia, jaką można by dziś wytworzyć, wprowadzając nawet 100 mbar CO
2 do atmosfery jest mały, z grubsza uporządkowany 10 tys . Dodatkowo, gdy znajdzie się w atmosferze, prawdopodobnie zostanie szybko usunięty, albo przez dyfuzję do podpowierzchni i adsorpcję, albo przez ponowną kondensację na czapach polarnych.

Temperatura powierzchni lub atmosfery wymagana do umożliwienia istnienia wody w stanie ciekłym nie została określona, ​​a woda w stanie ciekłym może istnieć, gdy temperatura atmosfery jest tak niska, jak 245 K (-28 ° C; -19 ° F). Jednak ocieplenie10 K to znacznie mniej niż uważano za konieczne do wytworzenia wody w stanie ciekłym.

Zobacz też

Bibliografia

Zewnętrzne linki