48 Â

WIAT

N

AUKI

Styczeƒ 1997

L

udzie, którzy sporà cz´Êç ˝ycia
sp´dzili na badaniu Marsa, sà
zachwyceni s∏yszàc, ˝e nie jest

wykluczone, i˝ w kamieniu od∏upanym
od tej planety mog∏y istnieç pozaziem-
skie organizmy. Og∏oszone niedawno
rewelacje przywodzà jednak na myÊl
Percivala Lowella, s∏ynnego astronoma
amerykaƒskiego, który na poczàtku
XX wieku skierowa∏ teleskop na Marsa
i ujrza∏ na nim wielkà sieç otoczonych
roÊlinnoÊcià kana∏ów. Dzi´ki niemu wie-
le osób zacz´∏o wierzyç, ˝e na Marsie
kwitnie tak bujne ˝ycie, a warunki na je-
go powierzchni nie ró˝nià si´ zbytnio
od panujàcych na Ziemi. Dopiero w la-
tach szeÊçdziesiàtych naszego wieku trzy
sondy kosmiczne Mariner przelecia∏y
w pobli˝u Marsa i ujawni∏y ca∏à suro-
woÊç jego Êrodowiska.

Globalna zmiana

klimatu na Marsie

Choç Mars jest dziÊ lodowato zimny,
niegdyÊ mog∏y na nim panowaç lepsze warunki
klimatyczne. Niewykluczone, ˝e by∏y tam rzeki,
pokryte krà morza, topniejàce lodowce,
a nawet kwit∏o ˝ycie

Jeffrey S. Kargel i Robert G. Strom

MARS DZIÂ ukazuje twarz upstrzonà piegami, jak na obrazie b´-
dàcym mozaikà zdj´ç wykonanych przez krà˝àce wokó∏ planety
sondy kosmiczne (poni˝ej). Niewielka iloÊç wody zawarta w cienkiej
marsjaƒskiej atmosferze cz´sto kondensuje w postaci szronu, szcze-
gólnie w pobli˝u bieguna pó∏nocnego (bia∏y obszar), gdzie tworzy
sta∏à czap´ z lodu wodnego. (Po∏udniowy obszar oko∏obiegunowy,
na którym temperatury sà ni˝sze, prawdopodobnie pokryty jest
przede wszystkim suchym lodem, czyli zestalonym dwutlenkiem
w´gla.) Typowy krajobraz marsjaƒski (z lewej) nie zawiera wi´c
Êladów wody, mo˝e z wyjàtkiem kilku p∏atów szronu i wyrzeêbio-
nych niegdyÊ przez p∏ynàcà wod´ dolin.

Obserwacje przeprowadzone z po-

k∏adów tych bezza∏ogowych statków
kosmicznych wykaza∏y, ˝e Mars ma
bardzo cienkà, zimnà i suchà atmosfe-
r´, z∏o˝onà niemal wy∏àcznie z dwu-
tlenku w´gla, w której ciÊnienie przy
powierzchni planety jest mniejsze ni˝
jeden procent ciÊnienia atmosfery ziem-
skiej na poziomie morza. Obrazy prze-
s∏ane drogà radiowà na Ziemi´ podczas
tego pierwszego spotkania z Czerwo-
nà Planetà, trzydzieÊci lat temu, by∏y
nieliczne i niewyraêne, lecz z pewno-
Êcià o wiele dok∏adniejsze ni˝ te, które
Lowell widzia∏ przez swój teleskop. Ka-
mery Marinerów nie odkry∏y ˝adnych
kana∏ów, wody ani roÊlinnoÊci. Poka-
za∏y tylko ksi´˝ycowy krajobraz po-
wierzchni pokrytej kraterami. Sceptycz-
ni naukowcy szybko odrzucili wi´c

ide´, ˝e klimat na Marsie jest na tyle
ciep∏y i wilgotny, by mog∏o w nim ist-
nieç ˝ycie.

Na swej odleg∏ej orbicie – o po∏ow´

wi´kszej od orbity Ziemi – spowity cie-
niutkim ca∏unem atmosfery Mars ma
lodowaty klimat. Ârednia temperatura
na powierzchni wynosi oko∏o –60°C na
równiku, na biegunach zaÊ spada na-
wet do –123°C. Tylko ko∏o po∏udnia na
szerokoÊciach oko∏orównikowych s∏oƒ-
ce od czasu do czasu mo˝e stopiç lód,
lecz ca∏a uwolniona w ten sposób wo-
da w stanie p∏ynnym niemal natych-
miast wyparowuje wskutek niskiego ci-
Ênienia atmosferycznego.

Chocia˝ atmosfera zawiera pewne

niewielkie iloÊci wody i powstajà od cza-
su do czasu chmury z kryszta∏ków lo-
du, na pogod´ na Marsie sk∏adajà si´

przede wszystkim burze py∏owe i opa-
dy dwutlenku w´gla. Na biegunie zi-
mowym na przyk∏ad co roku szaleje za-
mieç z zamarzni´tego dwutlenku w´gla
i osadza si´ na nim kilkumetrowa po-
krywa z suchego lodu, gdy tymczasem
na przeciwnym, letnim biegunie, dwu-
tlenek w´gla dysocjuje do atmosfery.
Temperatura jednak nigdy nie podno-
si si´ tam na tyle, by mog∏a stopiç si´
zamarzni´ta woda, choç s∏oƒce Êwieci
przez ca∏à dob´.

Pomimo licznych dowodów na to, ˝e

klimat na Marsie jest zimny i suchy, od
czasu uzyskania pierwszych wyników
obserwacji przeprowadzonych przez
sondy Mariner coraz cz´Êciej s∏yszy si´
wypowiedzi, ˝e nie musia∏o byç tak za-
wsze. Planetolodzy wcià˝ studiujà ob-
fite dane zebrane przez Marinery i przez

MARS W PRZESZ¸OÂCI mia∏ okresy, kiedy dzi´ki efektowi cie-
plarnianemu gruba warstwa atmosfery powodowa∏a ogrzanie ca∏ej
planety; w tych warunkach wieczna zmarzlina mog∏a ulec stopnie-
niu. Taka zmiana klimatu prowadzi∏a do pojawienia si´ na po-
wierzchni planety p∏ynàcej wody, która – jak przypuszczajà nie-
którzy – gromadzi∏a si´ w wielkich jeziorach lub morzach (poni˝ej).
Niewykluczone, ˝e niektóre z tych zbiorników wodnych pokrywa∏
s∏ony lód (bia∏y) lub lód zanieczyszczony rozpuszczonymi w wo-
dzie minera∏ami (czerwony). Krajobraz pokazany na poprzedniej
stronie móg∏ wi´c wyglàdaç zupe∏nie inaczej (z prawej), gdy na po-
wierzchni pozostawa∏a woda w stanie ciek∏ym.

Pejza˝e marsjaƒskie: SUSAN KITCHENS; mozaikowy obraz: za zgodà ALFREDA MCEWENA/NASA;
komputerowe obrazy zmian na Marsie: SLIM FILMS.

wys∏ane w latach siedemdziesiàtych Vi-
kingi. Dzi´ki nim zdali ju˝ sobie spraw´
z tego, ˝e historia klimatu na Marsie jest
bardzo z∏o˝ona i ˝e byç mo˝e wyst´po-
wa∏y w niej epoki znacznego ocieple-
nia. Okaza∏o si´ bowiem, ˝e w pewnych
okresach po powierzchni Czerwonej
Planety p∏yn´∏y wielkie iloÊci wody! Za-
nim zastanowimy si´, jakie ten zdumie-
wajàcy fakt mo˝e mieç znaczenie dla
mo˝liwoÊci powstania ˝ycia na Marsie
i jak mo˝e wp∏ynàç na program badaƒ
planety, które si´ w∏aÊnie rozpoczynajà
[ramka na stronie 54], przeÊledêmy naj-
pierw, w jaki sposób dosz∏o do takiej
zmiany poglàdów.

B∏otniste wspomnienia

Oglàdajàc zdj´cia wykonane przez

sondy Mariner i Viking z oko∏omarsjaƒ-
skiej orbity, planetolodzy szybko za-
uwa˝yli, ˝e w przeciwieƒstwie do kra-
terów ksi´˝ycowych wi´kszoÊç starych
kraterów na Marsie nosi Êlady erozji,
a niemal ka˝dy du˝y m∏ody krater oto-
czony jest czymÊ, co przypomina roz-

chlapane b∏oto. Takie b∏otniste „wyrzu-
ty” stanowià prawdopodobnie zamar-
zni´te pozosta∏oÊci po kataklizmicznej
epoce w historii planety, gdy w jej po-
wierzchni´ uderzy∏a planetoida lub ko-
meta, topiàc na pewnym obszarze
wiecznà zmarzlin´ (czyli przesiàkni´tà
zamarzni´tà wodà marsjaƒskà gleb´)
i wybijajàc wielki otwór, do którego wla-
∏a si´ woda z po∏o˝onych g∏´boko pod
powierzchnià warstw wodonoÊnych.
Pod koniec lat siedemdziesiàtych pla-
netolodzy doszli do wniosku, ˝e przez
wi´kszà cz´Êç historii Marsa g∏´boko
pod jego powierzchnià ukryte by∏y
znaczne iloÊci lodu i wody.

Âlady wylewów b∏ota nie wyst´pujà

jednak wokó∏ wszystkich marsjaƒskich
kraterów. Mniejsze sà podobne do ma-
∏ych kraterów na Ksi´˝ycu, z promie-
niÊcie roz∏o˝onymi wokó∏ nich pasma-
mi suchych kraterów wtórnych. W
pobli˝u równika Êlady wylewów b∏ota
zwiàzane sà tylko z kraterami o Êredni-
cy przekraczajàcej 4 km, lecz bli˝ej bie-
gunów pojawiajà si´ one wokó∏ krate-
rów o Êrednicy zaledwie 1 km. Ta

zale˝noÊç od szerokoÊci areograficz-
nej spowodowana jest tym, ˝e wolne
od lodu warstwy powierzchniowe nie
majà sta∏ej gruboÊci. Warstwy te si´-
gajà g∏´biej w pobli˝u równika (do oko-
∏o 800 m pod powierzchni´), gdy˝ pa-
nujàcy na szerokoÊciach równikowych
stosunkowo ciep∏y klimat sprawia, ˝e
z gruntu ulatnia si´ wi´kszoÊç zawartej
w nim wody. Dlatego w okolicach oko-
∏orównikowych tylko wielkie obiekty,
których upadek powoduje powstanie
bardzo du˝ych kraterów, mogà prze-
niknàç dostatecznie g∏´boko, by roztopiç
lodowà wiecznà zmarzlin´ i uwolniç
b∏otny potok.

Naukowcy znaleêli tak˝e inne dowo-

dy na to, ˝e na Marsie pod warstwà
wierzchnià istnieje gruba warstwa za-
marzni´tego gruntu. Odkryli te˝ Êlady
wskazujàce, ˝e niegdyÊ na jego po-
wierzchni osadza∏ si´ lód, który ufor-
mowa∏ charakterystyczne formy polo-
dowcowe. Nale˝à do nich kamieniste
moreny boczne, utworzone na brzegach
topniejàcych lodowców, oraz eskery,
czyli kr´te linie piasków i ˝wirów, pozo-
stawione pod lodowcem przez strumie-
nie wyp∏ywajàcej spod niego wody.

Wiele form ukszta∏towania terenu na

Marsie przypomina polodowcowe ob-
szary ziemskie. Pe∏na zag∏´bieƒ po-
wierzchnia Marsa odpowiada na przy-
k∏ad ziemskim formom, zwanym ter-
mokrasem, które powstajà, gdy lód
uwi´ziony p∏ytko pod powierzchnià

WODY GRUNTOWE
WODA ZE STOPIONEGO LODU
WYP¸YW

OCEANUS BOREALIS

UWODNIONE MINERA¸Y

ILASTE I SOLE

W P

UCIECZKA

W PRZESTRZE¡ KOSMICZNÑ

TWORZENIE SI¢

W¢GLANÓW

PAROWANIE

H

2

O

2H

+ O

PROMIENIOWANIE

ULTRAFIOLETOWE

UWALNIANIE WÓD PODZIEMNYCH

ZAMARZNI¢TA
WODA MORSKA

ÂNIEG

G

G

G

S

W

UTLENIANIE SKA¸
POWIERZCHNIOWYCH

OBIEG WODY na Marsie podczas ciep∏ych epizodów jego dziejów móg∏ byç procesem
z∏o˝onym. Gruba atmosfera zawiera∏a zapewne du˝e iloÊci wody odparowanej z jezior
oraz mórz, która kondensowa∏a w chmurach i opada∏a na powierzchni´. Powstajàcy w ten
sposób deszcz powodowa∏ osuni´cie si´ gruntu; wi´kszoÊç wody deszczowej wsiàka∏a
w marsjaƒskà gleb´. Opady Êniegu mog∏y si´ kumulowaç, co w efekcie prowadzi∏oby
do powstawania lodowców, które zasila∏y wyp∏ywajàcymi z nich strumieniami lodowco-
we jeziora. Cyrkulacja hydrotermiczna, najprawdopodobniej zwiàzana z miejscami
aktywnymi wulkanicznie, mog∏a doprowadziç do wydostania si´ na powierzchni´ pla-
nety wody ukrytej g∏´boko w podziemnych zbiornikach.

EDWARD BELL

gruntu topnieje i ziemia nad nim si´ za-
pada. Fragmenty p∏atów skalnych w
kszta∏cie fartucha, jakie mo˝na zobaczyç
na zboczach niektórych marsjaƒskich
gór, mogà byç lodowcami pokrytymi
regolitem. Albo, co bardziej prawdopo-
dobne, sà „skalnymi lodowcami” przy-
pominajàcymi formy wyst´pujàce na
Alasce i w Suchych Dolinach na An-
tarktydzie. Te wyraênie nachylone po-
wierzchnie powstajà podczas tysi´cy cy-

kli topnienia i zamarzania wierzchniej
warstwy przesiàkni´tego wodà gruntu,
która nast´pnie powoli zsuwa si´ w dó∏
zbocza.

Formy lodowcowe i b∏otniste wyle-

wy wokó∏ kraterów nie sà jedynymi
przyk∏adami wp∏ywu wody na ukszta∏-
towanie powierzchni Czerwonej Pla-
nety. Wyst´pujà na niej kr´te doliny
szerokoÊci 1 km i d∏ugoÊci wielu setek
kilometrów, tworzàce rozleg∏e, rozga-

∏´zione systemy. W latach siedemdzie-
siàtych Carl Sagan z Cornell University
i Victor R. Baker z University of Arizo-
na wraz ze wspó∏pracownikami zasu-
gerowali, ˝e doliny te wytworzy∏a p∏y-
nàca woda. Inne marsjaƒskie doliny
majà t´pe poczàtki i krótkie dop∏ywy,
typowe dla erozji wskutek wyp∏ukiwa-
nia przez wody gruntowe. Proces ten,
bardzo cz´sto wyst´pujàcy na Ziemi,
jest wynikiem wyciekania wody z pod-

AKTYWNOÂå

WULKANICZNA

JEZIORO

GWA¸TOWNY

WYLEW WODY

DESZCZ

PAROWANIE

LODOWIEC

ÂNIEG

UCIECZKA

W PRZESTRZE¡ KOSMICZNÑ

CYRKULACJA

HYDROTERMICZNA

(H

2

O i CO

2)

G

W

S

G

CO

2

H

2

O

CH

OSADY

LITA POKRYWA SKALNA

WE WN¢TRZACH KRATERÓW uderzeniowych na Ziemi cz´sto wy-
st´pujà jeziora. Kratery takie powsta∏y wskutek spadku planetoidy
lub komety. Doskona∏ym przyk∏adem takiego tworu jest jezioro w kra-
terze w Nowym Quebecu (powy˝ej). Podobne jezioro mog∏o kiedyÊ ist-
nieç na Marsie na p∏askim dnie krateru po∏o˝onego w górach (z prawej).
Widaç na nim tarasowaty wlot (na godzinie ósmej) oraz g∏´boko wy-
˝∏obiony wyp∏yw (na godzinie trzeciej).

BLYTH ROBERTSON

Geological Survey of Canada

NASA

ziemnych êróde∏ i wymywania przez
nià le˝àcych powy˝ej ska∏ i gleby.

Zdj´cia Marsa ujawniajà równie˝ ist-

nienie na jego powierzchni ogromnych
kana∏ów erozyjnych. Niektóre z nich ma-
jà ponad 200 km szerokoÊci i 2000 km,
albo wi´cej, d∏ugoÊci. Kana∏y te rozpo-
czynajà si´ w obszarach chaotycznie
ukszta∏towanego terenu – z∏o˝onego
z potrzaskanych i rozrzuconych ska∏ –
powsta∏ego wskutek zawalenia si´ skle-
pienia gruntu do podziemnej niszy, któ-
ra pojawi∏a si´ po nag∏ym wyp∏ywie wód
podziemnych. Wyp∏ywajàca ogromny-
mi strumieniami woda wy˝∏obi∏a szero-
kie kana∏y, pozostawiajàc mi´dzy nimi
wyspy op∏ywowego kszta∏tu i d∏ugoÊci
ponad 100 km oraz g∏´bokie na kilkaset
metrów kot∏y. Baker porówna∏ kana∏y
erozyjne na Marsie z podobnymi, choç
mniejszymi formami na Ziemi w stanach
Oregon i Waszyngton, na pó∏nocno-za-
chodnim wybrze˝u Pacyfiku. Powsta∏y
one wtedy, gdy lodowiec blokujàcy od-
p∏yw wielkiego jeziora nagle p´k∏, po-
wodujàc katastrofalnà powódê.

Geometria marsjaƒskich kana∏ów ero-

zyjnych Êwiadczy o tym, ˝e woda mo-
g∏a p∏ynàç po powierzchni gruntu z szyb-
koÊcià a˝ 75 m/s (270 km/h). Michael
H. Carr z U.S. Geological Survey ocenia,
˝e ogromne iloÊci wody, jakie wy˝∏obi∏y
te gigantyczne kana∏y, wystarczy∏yby do
pokrycia Marsa oceanem g∏´bokoÊci
500 m, choç nie ca∏a woda musia∏a wy-
p∏ynàç w tym samym czasie. Jednym ze
êróde∏ takiej masy wody mog∏o byç g∏´-
bokie jezioro w Valles Marineris, rejonie
cz´Êciowo pokrytym warstwami osado-
wymi podobnymi do osadów po daw-
nym jeziorze. Woda mog∏a te˝ wydostaç
si´ z wielkiego zbiornika, znajdujàcego
si´ pod zaimpregnowanà lodem wiecz-
nà zmarzlinà, który zosta∏ rozgrzany
przez ciep∏o z wn´trza planety.

Dlaczego jednak tak wielkie iloÊci wo-

dy mia∏yby nagle wydostaç si´ na po-
wierzchni´? Naukowcy nie sà pewni,
lecz przypuszczajà, ˝e woda zacz´∏a wy-
p∏ywaç po tym, jak warstwa przykry-
wajàcej jà wiecznej zmarzliny z jakiegoÊ
powodu zmniejszy∏a si´ i os∏ab∏a, byç
mo˝e wskutek nag∏ego ocieplenia kli-
matu, aktywnoÊci wulkanicznej lub ru-
chów tektonicznych. Niewykluczone,
˝e gwa∏towny wyp∏yw wody zosta∏ spo-
wodowany przez upadek wielkiego me-
teorytu lub trz´sienie ziemi. Po przedo-

staniu si´ na powierzchni´ czegoÊ w ro-
dzaju wody sodowej nasycajàcy jà pod
ciÊnieniem dwutlenek w´gla móg∏ wy-
trysnàç w ogromnych gejzerach, dodat-
kowo os∏abiajàc stabilnoÊç nasyconych
warstw podziemnych. W wyniku tego
pojawi∏y si´ zapewne obszary chaotycz-
nie ukszta∏towanego terenu oraz wy-
p∏ywy wody i b∏ota o rozmiarach, któ-
rym nigdy chyba nie dorówna∏a ˝adna
powódê na Ziemi.

GdzieÊ za oceanem

Na niektórych wy˝ynnych obszarach

Marsa istnieje sieç dolin, prowadzàcych
do wype∏nionych warstwami osadowy-
mi depresji. Te niziny pokrywa∏a kie-
dyÊ woda. Najwi´ksze z tych mars-
jaƒskich jezior wype∏nia∏y dwa olbrzy-
mie baseny uderzeniowe, zwane Hellas
i Argyre.

Jeziora te nie musia∏y byç jednak naj-

wi´kszymi zbiornikami wodnymi na
Marsie. Grupa badawcza, którà kiero-
wali David H. Scott i Kenneth L. Tana-
ka z U.S. Geological Survey, oraz zespó∏
Jeffreya M. Moore’a z NASA Ames Re-
search Center niezale˝nie doszli do
wniosku, ˝e powtarzajàce si´ wyp∏ywy
przez skierowane na pó∏noc kana∏y ero-
zyjne doprowadzi∏y do opró˝nienia tych
basenów i powstania systemu jezior
i mórz poÊrednich. Wiele form ukszta∏-
towania powierzchni uwa˝a si´ za gra-
nice tych dawnych basenów i miejsca,
gdzie niegdyÊ sp∏yn´∏y do nich lodow-
ce. Tanaka i Moore przypuszczajà, ˝e
na wi´kszoÊci obszaru wielkich równin
na pó∏nocy rozciàgajà si´ grube war-
stwy osadów powsta∏e na dnie mórz.

Wed∏ug niektórych jedno z wi´kszych
mórz na pó∏nocy Marsa mog∏o mieç ob-
j´toÊç równà ∏àcznej obj´toÊci Zatoki
Meksykaƒskiej i Morza Âródziemnego.

Nawet tak ogromna iloÊç wody nie

by∏a jednak rekordowa: okazuje si´, ˝e
na Marsie prawdopodobnie istnia∏ oce-
an. Ju˝ w 1973 roku Henry Faul z Uni-
versity of Pennsylvania wskaza∏ na t´
intrygujàca mo˝liwoÊç w artykule, któ-
remu nada∏ romantyczny tytu∏ „The
Cliff of Nix Olympica”

1

. Z uwagi na

szczup∏oÊç dost´pnego wówczas mate-
ria∏u obserwacyjnego trudno si´ dziwiç,
˝e artyku∏ ten nie zosta∏ przyj´ty do dru-
ku. W latach osiemdziesiàtych jednak
inni badacze na podstawie informacji
uzyskanych dzi´ki sondom Viking wró-
cili do idei Faula.

W 1989 roku Timothy J. Parker wraz

z kolegami z Jet Propulsion Laboratory
w Pasadenie (Kalifornia) ponownie wy-
sun´li hipotez´ istnienia w przesz∏oÊci
oceanu na pó∏nocy (argumentujàc, ˝e
wiele form terenu na pó∏nocnych rów-
ninach wyglàda tak, jakby powsta∏o
wskutek erozji brzegu morskiego). Aby
zwi´kszyç szanse publikacji swej pracy,
zdecydowali si´ jednak na celowe roz-
mycie prowokacyjnej wymowy arty-
ku∏u, nadajàc mu tytu∏ „Transitional
Morphology in the West Deuteronilus
Mensae Region of Mars: Implications for
Modification of the Lowland/Upland
Boundary” (PrzejÊciowa morfologia
w rejonie West Deuteronilus Mensae na
Marsie: implikacje modyfikacji granicy
mi´dzy obszarami nizinnymi a wy˝yn-
nymi.) W kolejnym artykule naukowcy
zdecydowali si´ na bardziej jednoznacz-
ny tytu∏: „Coastal Geomorphology of

52 Â

WIAT

N

AUKI

Styczeƒ 1997

LODOWIEC SKALNY ko∏o McCarthy na
Alasce (z prawej) wyp∏ywa z pó∏kolistego
kot∏a – typowej formy polodowcowej w
górach. Podobny krajobraz mo˝na znaleêç
na Marsie (zdj´cie na nast´pnej stronie) –
pod∏u˝ne linie wyp∏ywu wybiegajà z za-
krzywionej górskiej grani.

JEFFREY S. KARGEL

the Martian Northern Plains” (Geomor-
fologia brzegowa na pó∏nocnych rów-
ninach Marsa). Zach´cony m.in. tymi
pracami Baker (z kilkoma wspó∏pracow-
nikami, do których nale˝eli równie˝ pi-
szàcy te s∏owa) nazwa∏ hipotetyczny
ocean pó∏nocny Oceanus Borealis. Obli-
czyliÊmy, ˝e przypuszczalnie by∏ on
czterokrotnie wi´kszy od Oceanu Ark-
tycznego na Ziemi, i zaproponowaliÊmy
scenariusz cyklu obiegu marsjaƒskiej
wody, który móg∏ doprowadziç do je-
go powstania.

Choç wi´kszoÊç planetologów zga-

dza si´ ju˝, ˝e na pó∏nocnych równinach
Marsa okresowo pojawia∏y si´ masy wo-
dy, liczni jednak odrzucajà hipotez´, i˝
istnia∏ tam prawdziwy ocean. Niektó-
rzy z nich widzà tam tylko wielki ocean
bagien. Tak czy inaczej, nie ma wàtpli-
woÊci, ˝e niegdyÊ po powierzchni Mar-
sa p∏yn´∏y ogromne iloÊci wody. Nie
wiadomo jednak, co si´ z nià sta∏o.
Cz´Êç zapewne wsiàk∏a w pod∏o˝e i za-
marz∏a, tworzàc wiecznà zmarzlin´.
Cz´Êç mog∏a zamarznàç od razu i w ta-
kim przypadku rozciàga∏aby si´ teraz
na dnie pó∏nocnych równin, ukryta pod
p∏aszczem py∏u i piasku. Woda mog∏a
te˝ po prostu cz´Êciowo wyparowaç
i uciec w przestrzeƒ kosmicznà lub osa-
dziç si´ w postaci Êniegu na biegunach.

Zapisane w ska∏ach

Choç obrazy form polodowcowych

oraz doliny rzek, jezior i mórz stanowià
silnà przes∏ank´ na rzecz istnienia na
Marsie w przesz∏oÊci mas wody, poja-
wi∏y si´ tak˝e dowody z innych êróde∏.
Prowadzone z Ziemi obserwacje spek-

troskopowe ujawni∏y wyst´powanie na
Czerwonej Planecie minera∏ów ilastych.
Istnieje równie˝ bardziej bezpoÊredni
dowód: dwa làdowniki sond Viking,
które osiad∏y na powierzchni planety,
umo˝liwi∏y analiz´ jej gruntu i stwier-
dzenie, ˝e prawdopodobnie sk∏ada si´
on w 10–20% z soli. Marsjaƒskie ska∏y,
podobnie jak ska∏y ziemskie, pod wp∏y-
wem wody wchodzà w reakcje chemicz-
ne, które prowadzà do powstawania so-
li i minera∏ów ilastych. Reakcje takie
prawdopodobnie nie mogà jednak za-
chodziç w ch∏odnych i suchych warun-
kach, jakie obecnie panujà na Marsie.

Niektórzy uczeni badali tak˝e mar-

sjaƒskie ska∏y znalezione na Ziemi. Te
rzadkie próbki zosta∏y wyrzucone w
przestrzeƒ kosmicznà wskutek spadku
planetoidy lub komety na powierzch-
ni´ Marsa, a nast´pnie trafi∏y na Ziemi´
jako meteoryty. Allan H. Treiman z Lu-
nar and Planetary Institute w Houston
i James L. Gooding z NASA Johnson
Space Center w ciàgu kilku ostatnich lat
wykazali, ˝e minera∏y w niektórych
z tych tzw. meteorytów SNC zosta∏y
zmodyfikowane przez zimnà s∏onà wo-
d´, inne zaÊ zmieni∏y si´ pod wp∏ywem
wodnych roztworów soli o wy˝szej tem-
peraturze. Wynika z tego, ˝e na Marsie
panowa∏ kiedyÊ stosunkowo ciep∏y, wil-
gotny klimat i wyst´powa∏y goràce êró-
d∏a. Mog∏o si´ te˝ zdarzyç, ˝e istnia∏y
warunki sprzyjajàce powstaniu ˝ycia.

Mo˝liwoÊç ta zainspirowa∏a Davida

S. McKaya z NASA Johnson Space Cen-
ter i jego wspó∏pracowników do poszu-
kiwaƒ Êladów dawnego ˝ycia na Marsie
w meteorytach SNC. Choç ich wniosek,
˝e znaleêli skamienia∏e formy mikro-

bów, jest doÊç kontrowersyjny (wcià˝
trwa bardzo o˝ywiona dyskusja na ten
temat), sk∏ad badanej przez nich ska∏y –
zawierajàcej fragmenty wype∏nione mi-
nera∏ami, które prawdopodobnie wy-
tràci∏y si´ z roztworu wodnego – wska-
zuje, i˝ warunki panujàce na Marsie
kilka miliardów lat temu nie wyklucza-
∏y powstania ˝ycia.

Wielu fizyków atmosfery dosz∏o do

wniosku, ˝e z Marsa musia∏a uciec w
przestrzeƒ kosmicznà ogromna iloÊç
wody. Jest to zgodne z hipotezami wy-
snutymi przez geologów. Obliczenia
teoretyczne zgadzajà si´ z wynikami po-
miarów wykonanych przez radzieckie
sondy Mars. Zarejestrowa∏y one ucieka-
jàce z marsjaƒskiej atmosfery atomy wo-
doru i tlenu, uwolnione w wyniku roz-
padu czàsteczek wody pod wp∏ywem
Êwiat∏a s∏onecznego. Ciàg∏a utrata tych
pierwiastków Êwiadczy o tym, ˝e nie-
gdyÊ na Marsie by∏o doÊç wody, by wy-
pe∏niç Oceanus Borealis.

Woda nie jest jednak jedynà traconà

substancjà. Niedawno David M. Kass
i Yuk L. Yung z California Institute of
Technology zbadali ewolucj´ zawartoÊci
w atmosferze Marsa dwutlenku w´gla –
gazu, który mo˝e byç odpowiedzialny
za efekt cieplarniany. Stwierdzili, ˝e
z Marsa uciek∏a w kosmos ogromna
iloÊç tego gazu. By∏o go tak du˝o, ˝e
móg∏by utworzyç atmosfer´ o ciÊnieniu
trzykrotnie przewy˝szajàcym ciÊnienie
atmosferyczne na Ziemi. Efekt cieplar-
niany spowodowany tym gazem wy-
starczy∏by zapewne do ogrzania wi´k-
szoÊci powierzchni Marsa powy˝ej
punktu zamarzania wody. A zatem tak-
˝e i w tym uj´ciu ca∏kiem prawdopo-
dobna wydaje si´ hipoteza, ˝e Mars by∏
niegdyÊ o wiele cieplejszy i wilgotniej-
szy ni˝ obecnie.

Pozostajà jednak pytania dotyczàce

rozmieszczenia wody na powierzchni
planety: Czy istnia∏ tam prawdziwy oce-
an? Czy woda przep∏ywa∏a szybko mi´-
dzy zbiornikami? Kiedy i przez jak d∏u-
gi czas Mars by∏ wilgotny? Chocia˝
dok∏adne datowanie jest niemo˝liwe,
wielu uczonych sàdzi, ˝e rzeêbienie po-
wierzchni Marsa przez wod´ zdarzy∏o
si´ wielokrotnie w historii planety. Cià-
g∏a ucieczka wody i dwutlenku w´gla
z jego atmosfery wskazuje, ˝e w daw-
nych epokach (tzn. miliardy lat temu)
Mars móg∏ byç bardzo ciep∏y i mokry.
Niewykluczone jednak, ˝e okresy pod-
wy˝szonej temperatury i wilgotnoÊci
wyst´powa∏y tak˝e stosunkowo nie-
dawno: Timothy D. Swindle z Universi-
ty of Arizona i jego wspó∏pracownicy
badali w jednym z meteorytów SNC mi-
nera∏y utworzone wskutek oddzia∏ywa-
nia z wodà i ocenili, ˝e powsta∏y one

Â

WIAT

N

AUKI

Styczeƒ 1997 53

GRZBIET GRANI

LINIE WYP¸YWU

NASA

Parada sond marsjaƒskich

O

becnie w ró˝nych stadiach opracowania i przygotowaƒ znajduje si´ 9 programów wypraw
naukowych na Marsa. Trzy z nich majà wyruszyç w listopadzie i grudniu 1996 roku.

2

Pierwsza wystartuje sonda Mars Global Surveyor. Latem 1997 roku statek (ilustracja górna)
wejdzie na orbit´ wokó∏ Marsa, z której szczegó∏owo sfotografuje jego powierzchni´.

Nieca∏e dwa tygodnie po starcie sondy Surveyor rozpocznie si´ mi´dzynarodowa wy-

prawa Mars’96. Rosja we wspó∏pracy z Niemcami, Francjà, Finlandià i kilkoma innymi kra-
jami wysy∏a ma∏à naukowà flotyll´: jeden statek ma wejÊç na orbit´ oko∏omarsjaƒskà,
dwa làdowniki osiàdà ∏agodnie na powierzchni planety, a dwa penetratory wbijà si´ g∏´-
boko w jej grunt.

Na poczàtku grudnia NASA wypuszcza swojà drugà sond´ – Mars Pathfinder. W 7 mie-

si´cy póêniej Pathfinder osiàdzie na powierzchni Marsa u ujÊcia starego kana∏u erozyj-
nego. Nastàpi to 4 lipca, po 21 latach od dnia, w którym na powierzchni Czerwonej Pla-
nety wylàdowa∏ Viking 1. Po mocnym usadowieniu si´ na swym làdowisku Pathfinder
wypuÊci ma∏y szeÊcioko∏owy pojazd (ilustracja dolna), który ma zbadaç teren w bezpo-
Êrednim sàsiedztwie miejsca làdowania.

W ciàgu nast´pnych 10 lat uczeni wyÊlà co najmniej cztery kolejne marsjaƒskie or-

bitery i pi´ç làdowników, które podejmà badania planety (rozk∏ad lotów obok). Cho-
cia˝ amerykaƒskie plany dotyczy∏y poczàtkowo tylko prostej misji w celu przywiezienia

próbek gruntu w 2005 roku, od-
krycie ostatnie, ˝e w przesz∏oÊci
na Marsie mog∏y istnieç mikroor-
ganizmy, sk∏oni∏o NASA do jej
przyspieszenia.

Wyprawa po marsjaƒskie ska∏y

jest szalenie ekscytujàca z nauko-
wego punktu widzenia, lecz te˝
najbardziej trudna technicznie spo-
Êród wszystkich dotychczasowych
misji planetarnych. Próbnik b´dzie
musia∏ zabraç dostatecznie du˝o
wodoru (który na szcz´Êcie jest
lekki), by mieç paliwo na drog´ po-
wrotnà; przed rozpocz´ciem po-
dró˝y na Ziemi´ mo˝e jednak
zajÊç koniecznoÊç uzupe∏nienia
zapasów tlenu, w którym wodór
ma si´ spalaç. Statek musia∏by za-
tem zgromadziç tlen na powierzch-
ni Marsa, rozk∏adajàc dwutlenek
w´gla, który na szcz´Êcie wyst´-
puje w marsjaƒskiej atmosferze
w nieograniczonych iloÊciach.

54 Â

WIAT

N

AUKI

Styczeƒ 1997

LOTY NA MARSA

5 listopada 1996 (USA)

Mars Global

Surveyor

NASA wysy∏a sond´ na Marsa w ce-
lu sfotografowania powierzchni pla-
nety. Dotrze ona na miejsce latem
1997 roku.

16 listopada 1996

Mars’96

(misja mi´dzynarodowa)

Rosja i wspó∏pracujàce z nià kraje eu-
ropejskie wysy∏ajà na Marsa flotyll´ stat-
ków z∏o˝onà z orbitera i czterech là-
downików. Na miejsce majà dotrzeç we
wrzeÊniu 1997 roku.

5 grudnia 1996 (USA) Mars Pathfinder
Próbnik wylàduje w starym kanale ero-
zyjnym 4 lipca 1997 roku i wypuÊci ma-
∏y pojazd do zbadania powierzchni wo-
kó∏ làdownika.

1998–1999 (USA) 1998 Mars Surveyor

(orbiter i làdownik)

Jeden ze statków b´dzie nadal fotogra-
fowa∏ powierzchni´, szukajàc zw∏asz-
cza odizolowanych miejsc wyst´powa-
nia osadów zestalonego dwutlenku
w´gla. W tym czasie na Marsie osià-
dzie làdownik i zbada po∏udniowe ob-
szary biegunowe.

1998–1999 (Japonia) Planet B
Sonda orbitalna zbada górne warstwy
atmosfery Marsa.

2001 (USA) Mars ’01

(orbiter i làdownik)

Orbiter i làdownik b´dà kontynuowaç
badanie powierzchni Marsa.

2001 (Rosja)

Mars ’01

Jeden lub kilka làdowników, byç mo˝e
wyposa˝onych w pojazdy badawcze,
przeprowadzi badania powierzchni.

2003 (USA)

Mars ’03

(orbiter i làdownik)

Gdy satelita b´dzie prowadzi∏ obserwa-
cje z orbity, làdownik osiàdzie na po-
wierzchni i zbada rejony, w których kie-
dyÊ mog∏o rozwijaç si´ ˝ycie.

2005 (USA) Mars Surveyor ’05

Statek ma wylàdowaç, pobraç próbki
gruntu i przywieêç je na Ziemi´, byç
mo˝e uzupe∏niajàc paliwo na po-
wierzchni Marsa.

ORBITER SONDY SURVEYOR podczas przygo-
towaƒ do wyprawy.

ZDALNIE STEROWANY ROBOT zbada powierzchni´ Marsa.

Za zgodà JPL

Za zgodà JPL

300 mln lat temu – dawno wedle ludzkiej
miary, lecz zaledwie u∏amek historii
Uk∏adu S∏onecznego, liczàcego sobie
4.6 mld lat. Wynik ten jest jednak obar-
czony du˝à niepewnoÊcià.

Czas okresów mokrych na Marsie jest

trudny do dok∏adnego okreÊlenia. JeÊli
jego erozyjne formy powierzchniowe po-
wsta∏y w warunkach odpowiadajàcych
ziemskim epokom lodowcowym, ciep∏y
i wilgotny klimat musia∏by panowaç d∏u-
˝ej ni˝ kilka tysi´cy, lecz mniej ni˝ mi-
lion lat. Gdyby warunki takie istnia∏y
znacznie d∏u˝ej, erozja prawdopodobnie
zatar∏aby niemal wszystko oprócz Êla-
dów kilku najwi´kszych kraterów ude-
rzeniowych, jak si´ to sta∏o na Ziemi.

Ograniczenie to nie dotyczy poczàt-

ków historii planety miliardy lat temu,
zanim powsta∏y widoczne dziÊ kratery.
M∏ody Mars móg∏ zostaç poddany in-
tensywnej erozji, wyg∏adzajàcej jego ob-
licze. Gdy jednak planeta wchodzi∏a
w wiek Êredni, jej facjata stawa∏a si´ co-
raz bardziej sucha, zimna i upstrzona
piegami. Od tego czasu powierzchnia
planety w niektórych regionach odm∏a-
dzana by∏a w nielicznych tylko okresach
ciep∏a. Lecz mechanizm, który powodu-
je przechodzenie od klimatu zimnego
do ciep∏ego i z powrotem, jest nieznany.
Uczeni oÊmielajà si´ obecnie formu∏o-
waç tylko bardzo przybli˝one hipotezy,
jak takie zmiany mog∏y zachodziç.

W∏àczamy ogrzewanie

Jedna z tych hipotez wymaga zmiany

nachylenia osi obrotu planety z po∏o˝e-
nia idealnego, prostopad∏ego do jej orbi-
ty. Równik Marsa, podobnie jak Ziemi,
jest obecnie nachylony do p∏aszczyzny
orbity pod kàtem 24° i nachylenie to re-
gularnie zmienia si´ w czasie. W 1993 ro-
ku Jacques Laskar i P. Robutel z Francji
oraz Jihad Touma i Jack L. Wisdom
z Massachusetts Institute of Technology
odkryli, ˝e nachylenie osi Marsa mo˝e
si´ gwa∏townie zmieniaç. Co mniej wi´-
cej 10 mln lat mogà si´ zdarzaç przesu-
ni´cia osi obrotu nawet o 60°. Poza tym
cyklicznym zmianom podlega kierunek
osi obrotu i kszta∏t orbity Marsa.

Te niebieskie machinacje, a szczegól-

nie tendencja do znacznych odchyleƒ osi
obrotu mogà prowadziç do bardzo du-
˝ych zmian temperatury. Nawet przy
tak cienkiej atmosferze, jaka obecnie ota-
cza Marsa, letnia temperatura na Êred-
nich i wysokich szerokoÊciach areogra-
ficznych w epokach du˝ego nachylenia
równika do p∏aszczyzny orbity mo˝e
wzrosnàç na okres ca∏ych tygodni po-
wy˝ej punktu zamarzania wody, a mar-
sjaƒskie zimy – staç si´ jeszcze surow-
sze ni˝ obecnie.

Â

WIAT

N

AUKI

Styczeƒ 1997 55

ESKERY to kr´te grzbiety utworzone z piasku oraz kamieni pozostawionych przez stru-
mienie wody, p∏ynàce poprzednio pod warstwà lodu. Urozmaicajà krajobraz u podnó˝a
lodowca w Tasnuna Valley na Alasce (u góry). Niewykluczone, ˝e eskery istniejà rów-
nie˝ na dnie basenu Argyre na Marsie (na dole), co Êwiadczy o tym, i˝ obszar ten by∏
niegdyÊ pokryty topniejàcym lodowcem.

BRADFORD WASHBURN; za zgodà PANOPTICUM GALLERY

NASA

Wystarczajàco silne ogrzewanie bie-

guna letniego powoduje drastyczne
zmiany w atmosferze. Gazy uwalniane
z ogrzanych czap polarnych, z podziem-
nej wody sodowej i przesiàkni´tej dwu-
tlenkiem w´gla wiecznej zmarzliny do-
prowadzajà do takiego wzrostu g´stoÊci
atmosfery, ˝e przez pewien czas klima-
tem rzàdzi efekt cieplarniany. Powstajà
wtedy warunki, aby na powierzchni po-
jawi∏a si´ woda w stanie p∏ynnym. W re-
akcjach chemicznych przez nià wywo∏a-
nych podczas tych ciep∏ych okresów
tworzà si´ sole i ska∏y w´glanowe. Na-
st´puje powolne usuwanie dwutlenku
w´gla z atmosfery, co prowadzi do os∏a-
bienia efektu cieplarnianego. Powrót do
niewielkiego nachylenia równika do
p∏aszczyzny orbity powoduje dalsze
och∏odzenie, opady suchego lodu, kur-
czenie si´ atmosfery i powrót planety
do jej normalnego, zamro˝onego stanu.

Ta teoria zmian klimatycznych musi

jeszcze zostaç sprawdzona, lecz roz-
poczynajàcy si´ w∏aÊnie dziesi´cioletni
program bezza∏ogowych badaƒ Mar-
sa przyniesie z pewnoÊcià nowe obser-
wacje i nowe odkrycia. Wyprawy te roz-
poczà∏ w listopadzie 1996 roku start
sond amerykaƒskich i rosyjskich.

Program badaƒ ma si´ zakoƒczyç w ro-
ku 2005 lotem po próbki marsjaƒskich
ska∏. Odkrycie w meteorycie SNC przy-
puszczalnych szczàtków marsjaƒskich
mikrobów zaostrzy∏o jednak apetyt
uczonych: pojawi∏y si´ g∏osy za spro-
wadzeniem próbek z Marsa wczeÊniej,
ni˝ planowano, by mo˝na by∏o lepiej
oceniç, czy kilka miliardów lat temu –
a mo˝e nawet póêniej – na Czerwonej
Planecie rzeczywiÊcie istnia∏y mikro-
organizmy.

Amerykaƒskie sondy kosmiczne, któ-

re znajdujà si´ w drodze do Marsa, to
Mars Pathfinder i Mars Global Surveyor.
Pathfinder wylàduje na kamienistej rów-
ninie kana∏u erozyjnego, który niegdyÊ
doprowadza∏ wod´ do marsjaƒskiego
morza. Choç sonda nie ma wyposa˝e-
nia umo˝liwiajàcego bezpoÊrednie szu-
kanie oznak ˝ycia, wypuÊci niewielki
pojazd, który b´dzie bada∏ najbli˝szà
okolic´. Surveyor wykona z orbity zdj´-
cia, na których widoczne b´dà szczegó-
∏y zaledwie kilkumetrowe. Pos∏u˝à one
naukowcom do sporzàdzenia szczegó-
∏owych map topograficznych Marsa i do
szukania osadów lodowych i dowodów
istnienia w przesz∏oÊci lodowców, je-
zior i rzek. Informacje zebrane przez te

sondy powinny daç uczonym jaÊniejszy
obraz dziejów Marsa podczas ostatnie-
go ciep∏ego epizodu, byç mo˝e zaled-
wie 300 mln lat temu.

W owym okresie na Ziemi gady po-

chodzàce od ryb wysz∏y z morza i za-
mieszka∏y na jego bagnistych brzegach.
Czy w tym samym czasie na Marsie mo-
g∏y istnieç inne z∏o˝one organizmy? Nie-
wykluczone, ˝e przez jakiÊ milion lat,
a nawet znacznie d∏u˝ej na Marsie pano-
wa∏y warunki niezb´dne do ˝ycia. Czy
wystarczy∏oby to, by organizmy prze-
sz∏y ewolucj´ do postaci, która znios∏a-
by drastyczne zmiany klimatu? Czy
marsjaƒskie organizmy mog∏y prze-
trwaç do dziÊ w podziemnych goràcych
êród∏ach? Miejmy nadziej´, ˝e nast´p-
ne dziesi´ciolecie wyt´˝onych badaƒ
Marsa przyniesie ostatecznà odpowiedê,
która – jeÊli b´dzie twierdzàca – wype∏-
ni luk´ tak d∏ugà jak historia ludzkoÊci.

T∏umaczy∏

Maciej Bzowski

Przypisy redakcji:

1

Nix Olympica to dawna nazwa Olympus Mons –

najwy˝szego wulkanu na Marsie i w ca∏ym Uk∏a-
dzie S∏onecznym.

2

W chwili oddawania numeru Âwiata Nauki do dru-

ku, sonda Mars Global Surveyor zmierza∏a ju˝ ku
Marsowi, natomiast statek Mars’96 uleg∏ zniszcze-
niu po nieudanym starcie.

56 Â

WIAT

N

AUKI

Styczeƒ 1997

WZGÓRZA W KSZTA¸CIE ¸EZ zosta∏y wyrzeêbione przez wody sp∏ywajàce z lodowcowego jeziora Missoula w pokrytym kana∏a-
mi obszarze na wschodzie stanu Waszyngton (z lewej). Podobne op∏ywowe wzgórza mo˝na znaleêç na Marsie; powstajà zwykle za
kraw´dziami du˝ych kraterów uderzeniowych (z prawej).

Informacje o autorach

JEFFREY S. KARGEL i ROBERT G. STROM w ciàgu ostatnich 10 lat wspó∏-

pracowali w ró˝nych programach badaƒ planetarnych. Kargel zetknà∏ si´ ze

Stromem wkrótce po rozpocz´ciu studiów magisterskich w University

of Arizona, gdzie otrzyma∏ doktorat z planetologii w 1990 roku. Kargel po-

zosta∏ w Lunar and Planetary Science Laboratory University of Arizona na

dwuletnim sta˝u podoktoranckim, podczas którego zajmowa∏ si´ lodowy-

mi ksi´˝ycami w zewn´trznym Uk∏adzie S∏onecznym, a nast´pnie prze-

niós∏ si´ na Wydzia∏ Astrogeologii U.S. Geological Survey w Flagstaff. Strom

rozpoczà∏ karier´ jako geolog poszukujàcy ropy naftowej, lecz w latach

szeÊçdziesiàtych zaanga˝owa∏ si´ w badania ksi´˝ycowe i podjà∏ prac´ w

University of Arizona, gdzie do tej pory prowadzi dzia∏alnoÊç dydaktycz-

nà i badawczà. By∏ cz∏onkiem zespo∏ów naukowych NASA zorganizowa-

nych na potrzeby programu Apollo, wypraw sond Mariner na Wenus i Mer-

kurego oraz statków Voyager do zewn´trznych planet Uk∏adu S∏onecznego.

Literatura uzupe∏niajàca

ANCIENT OCEANS, ICE SHEETS AND THE HYDROLOGICAL CYCLE ON

MARS

. V. R. Baker, R. G. Strom, V. C. Gulick, J. S. Kargel,

G. Komatsu i V. S. Kale, Nature, vol. 352, ss. 589-594,

15 VIII 1991.

ANCIENT GLACIATION ON MARS

. J. S. Kargel i R. G. Strom, Geology,

vol. 20, nr 1, ss. 3-7, I/1992.

THE ICE AGES OF MARS

. J. S. Kargel i R. G. Strom, Astronomy, vol.

20, nr 12, ss. 40-45, XII/1992.

COASTAL GEOMORPHOLOGY OF THE MARTIAN NORTHERN PLAINS

.

T. J. Parker, D. S. Gorsline, R. S. Saunders, D. C. Pieri i D.

M. Schneeberger, Journal of Geophysical Research E (Planets),

vol. 98, nr 6, ss. 11061-11078, 25 VI 1993.

W World Wide Web strona Center for Mars Exploration

(http://cmex-www.arc.nasa.gov).

Za zgodà VICTORA R. BAKERA

NASA