ASTROBIOLOGIA. Wykład 11 12

Transkrypt

1 ASTROBIOLOGIA Wykład

2 UZUPEŁNIENIE 1 Ucieczka Jeansa podatność na ucieczkę Jeansa zależy od grawitacji obiektu oraz temperatury górnych warstw jego atmosfery (jeśli brak atmosfery od temperatury powierzchni. Obiekt utrzymuje dany gaz, jeśli leży po prawej stronie jego linii. Mars: dwutlenek węgla, tlen i częściowo wodę; Wenus traci tylko wodę; 2

3 UZUPEŁNIENIE 2 Erozja uderzeniowa najsilniejsza gdy obiekt ma słabą grawitację a planetoida lub kometa uderza z dużą prędkością. Obiekty bez atmosfery lewa strona wykresu erozja najsilniejsza. Siła grawitacji określa minimalną prędkość zderzenia małe prędkości są niefizyczne zielony obszar. 3

4 ATMOSFERY PLANET POZASŁONECZNYCH 4

5 BADANIE ATMOSFERY: METODY Strukturę (budowa, parametry atmosferyczne temperatura, ciśnienie; występowanie chmur itd.) i skład chemiczny atmosfer planet badamy wykorzystując: analizę widmową: nachylenie kontinuum i linie widmowe; położenie, głębokość i kształt linii widmowych niosą informacje nie tylko o składzie chemicznym, ale też o warunkach fizycznych i ruchach w atmosferze; możliwość identyfikacji biosygnatur. pomiar na miejscu (lądowniki) takie badania można przeprowadzić tylko dla planet/księżyców Układu Słonecznego.

6 BADANIE ATMOSFER PLANET OBSERWACJE SPEKTROSKOPOWE Jak obserwować widma planet pozasłonecznych? Dwie podstawowe metody obserwacji: Obrazowanie bezpośrednie (ograniczenie: duże, jasne, młode i masywne planety); Metoda pośrednia, wykorzystująca zakrycia (zaćmienia, tranzyty).

7 METODY OBSERWACJI: SPEKTROSKOPIA

8 METODY OBSERWACJI: SPEKTROSKOPIA Metoda tranzytowo-zaćmieniowa. Promieniowanie gwiazdy, światło odbite od planety, Promieniowanie termiczne planety Tranzyt: promieniowanie gwiazdy przechodzi przez atmosferę planety. Cykliczne zmiany jasności planety (oświetlanie). Rozprowadzanie energii gwiazdy w atmosferze planety.

9 METODY OBSERWACJI: SPEKTROSKOPIA 9

10 METODY OBSERWACJI: SPEKTROSKOPIA Ly α, zjonizowane metale; Utrata atmosfery. Na, K, TiO; Chmury, mgły, atmosfera przejrzysta, inne absorbery H 2 O, CH 4, CO, CO 2 ; 10

11 METODY OBSERWACJI: SPEKTROSKOPIA Jak sobie radzić z plamami: 1. Wyznaczyć temperaturę plamy. 2. Wyznaczyć spadek strumienia spowodowany obecnością plamy. 3. Poprawić strumień gwiazdy. 11

12 ANALIZA WIDM PLANET POZASŁONECZNYCH: MODELOWANIE Pytanie: jak zinterpretować widmo planety? 1. Co ma wpływ na wygląd widma planety? (atmosfera planety, odległość planety od gwiazdy, parametry gwiazdy). 2. Interpretacja obserwowanego widma planety (nachylenie kontinuum i linie widmowe). 1. Budowa modelu atmosfery planety; 2. Wyliczenie teoretycznego widma planety; 3. Porównanie widma teoretycznego i obserwowanego; 4.

13 ANALIZA WIDM PLANET POZASŁONECZNYCH: MODELOWANIE Musimy znać: Typ widmowy gwiazdy macierzystej (czyli parametry fundamentalne i atmosferyczne gwiazdy); Odległość planety od gwiazdy.

14 ANALIZA WIDM PLANET POZASŁONECZNYCH: MODELOWANIE Budujemy model atmosfery planety: Równania opisujące strukturę atmosfery: np. równowaga hydrostatyczna, równowaga promienista, transfer promieniowania, Widmo warunki Ziemi brzegowe (IR, NIMS, itd. satelita Galileo, grudzień 1990) Założenia: 1D/3D; równowaga termodynamiczna lub jej brak; geometria: płaskorównoległa/sferycznie symetryczna itd. 1D: rozwiązujemy wspomniane równania (numerycznie) i mamy rozkład T, P, nieprzezroczystości (z wysokością) i pole promieniowania w funkcji położenia i długości fali; 3D: dochodzą dodatkowe równania: równanie zachowania masy, pędu, energii; modelowanie 3D jest konieczne jeśli chcemy badać cyrkulacje w atmosferze (wiatr);

15 ANALIZA WIDM PLANET POZASŁONECZNYCH: MODELOWANIE Budujemy model atmosfery planety: Do rozwiązania równania transferu: nieprzezroczystości, współczynniki absorbcji i emisji; termiczne i rozproszeniowe Widmo (np. rozpraszanie Ziemi (IR, na NIMS, molekułach, satelita na cząstkach skondensowanych); z tym wiążą się kolejne Galileo, założenia; grudzień 1990) Trzeba znać (to znaczy założyć): parametry wyjściowe atmosfery; skład chemiczny atmosfery (molekuły!); obecność chmur (i ich rodzaj i położenie); wiatr: prędkość, kierunek; mechanizmy utrata atmosfery: tak/nie; w jaki sposób; inne czynniki: albedo, efekt cieplarniany, rotacja planety ( ).

16 ANALIZA WIDM PLANET POZASŁONECZNYCH: MODELOWANIE 1. Zakładamy jakąś atmosferę początkową planety (czyli zmiany T, P, składu chemicznego z wysokością, strukturę atmosfery); 2. Wyliczamy teoretyczne widmo atmosfery planety; 3. Porównujemy widmo obserwowane i teoretyczne; 4. Poprawiamy parametry atmosfery; wyliczamy nowe widmo teoretyczne; 5. Itd., aż widmo teoretyczne będzie zgodne z widmem obserwowanym; 16

17 DYGRESJA: KLASYFIKACJA GAZOWYCH OLBRZYMÓW 17

18 PODZIAŁ SUDARSKIEGO: KLASA I CHMURY AMONIAKU Odległość od gwiazdy: kilka AU; zewnętrzne części układu planetarnego; Temperatura: około 150 K; W atmosferze dominują: metan i amoniak; chmury amoniaku w górnej części atmosfery; Wygląd widma zdominowany przez chmury amoniaku; W części widzialnej i bliskiej podczerwieni odbite światło gwiazdy; odbicie od chmur amoniaku; Chmury amoniakowe są optycznie grube, dlatego słaby efekt H 2 O w widmie; Molekuły organiczne tholin: czerwonopomarańczowy kolor; Przykład: Jowisz i Saturn.

19 KLASA II CHMURY H 2 O Odległość od gwiazdy 1-2 AU, Temperatura: około 250 K; Chmury H 2 O w troposferze; duże albedo; biało-niebieski kolor; Odbite światło gwiazdy: w viz. i IR chmury H 2 O; Widmo zdominowane przez cechy absorbcyjne H 2 O i metanu; Często w strefie habitacyjnej gwiazdy na księżycach mogło rozwinąć się życie; mogą mieć oceany i lądy; Przykład: 47 Ursae Majoris b i Upsilon Andromedae d

20 KLASA III PLANETY BEZCHMURNE Odległość od gwiazdy: mniej niż 1 AU; Temperatura: od 350 do 800 K; Za gorąco na kondensacje H 2 O ale za chłodne na kondensacje Fe i krzemianów; Brak chmur w atmosferze; Wygląd widma zdominowany przez gazowy metan i wodę, amoniak, metale: sód i potas; Kolor: wynik rozpraszania Rayleigha; Małe albedo; wewnętrzne części układu planetarnego (migracje); Przykłady: Gliese 876 b i Upsilon Andromedae c.

21 KLASA IV METALE ALKALICZNE Gorące Jowisze Odległość od gwiazdy: AU; Temperatura: około 1000 K; Dużo CO 2 ; Wygląd widma zdominowany przez metale: Na, K, Li, Ru, Ce; Chmury Fe i krzemianowe, głęboko w atmosferze; Przykłady: HD b i HD b.

22 KLASA V CHMURY KRZEMIANOWE; Odległość od gwiazdy: około 0.05 AU; Temperatura: około 1500 K; Dużo CO 2, H 2 O; W widmie: linie metali alkalicznych; Chmury Fe i krzemianowe, wysoko w atmosferze; silny wpływ na widmo; Przykłady: 51 Pegasi, HAT-P-11b, planety olbrzymy odkryte za pomocą Keplera.

23

24 ATMOSFERY PLANET POZASŁONECZNYCH 24

25 25

26 Sygnał fotosferyczny OBSERWACJE PLANET POZASŁONECZNYCH Sygnał atmosferyczny 26

27 OBSERWACJE PLANET POZASŁONECZNYCH 27

28 ATMOSFERY PLANET: HD B Konstelacja: Lis (Vulpecula); gwiazda: HD189733, typ widmowy K1 K2 V; odległość: 19.3 (± 0.2) pc Odkrycie: 2005 rok; tranzyt; potwierdzenie: pomiary prędkości radialnych; na podstawie tranzytu: brak dużych księżyców, brak pierścieni. Własności planety HD189733b: Masa: (± 0.025) M J; Promień: (± 0.077) R J ; Półoś wielka: (± ) AU; Ekscentryczność: ( ); Okres orbitalny: ( -7.6e e-07 ) d dnia; prędkość: 152,5 km/s; Obserwacje: HST, Spitzer, HET, SpeX ( )

29 METODY OBSERWACJI: SPEKTROSKOPIA Metoda tranzytowo-zaćmieniowa. Promieniowanie gwiazdy, światło odbite od planety, Promieniowanie termiczne planety; zaćmienie spadek jasności 0.5% w IR. Tranzyt: promieniowanie gwiazdy przechodzi przez atmosferę planety; widmo tranzytowe (transmisyjne); spadek jasności : 2.5% w IR. Cykliczne zmiany jasności planety (oświetlanie). Rozprowadzanie energii gwiazdy w atmosferze planety.

30 ATMOSFERY PLANET: HD B Temperatura równowagowa dla HD189733b (albedo = 0): K (dzień noc); Przewidywania teoretyczne: czysta atmosfera, zdominowana przez absorpcję na neutralnym Na i K (część widzialna), pasma molekularne H 2 O, NH 3, CO, CO 2 i CH 4 (IR); rozpraszanie na H 2 (UV); Źródło ciepła promieniowanie gwiazdy atmosfera stabilna, brak chmur, ale temperatura bliska temp. kondensacji krzemianów i żelaza; obecność chmur wygładza cechy widmowe lub je maskuje (w zależności od położenia); 30

31 ATMOSFERY PLANET: HD B Widma teoretyczne 31

32 ATMOSFERY PLANET: HD B Model atmosfery planety bez chmur i warstwy mgły. 32

33 ATMOSFERY PLANET: HD B Widmo HD189733b w części IR: Niezgodne z teoretycznymi przewidywaniami dla bezchmurnej atmosfery: brak silnych cech molekuł; Widmo jest płaskie; Brak wyraźnych śladów H 2 O; pomiędzy 7 8 μm: wynik istnienia chmur wysoko w atmosferze?;

34 ATMOSFERY PLANET: HD B Obserwacje spektroskopowe od 2006 roku; Analiza obserwacji: trudna; np. linie telluryczne, efekty instrumentalne; bardzo niska rozdzielczość dopuszcza różne interpretacje wyników; HST Spitzer 34

35 ATMOSFERY PLANET: HD B Widmo transmisyjne (tranzytowe); dodatkowe utrudnienie: plamy gwiazdowe; HD gwiazda aktywna; obecność plam powoduje osłabienie obserwowanego strumienia; Przy wyznaczeniu wartości strumienia, trzeba wziąć pod uwagę plamy nie przysłaniane przez planetę (podczas tranzytu) i plamy przysłaniane przez planetę; nie modelujemy: pociemnienia brzegowego plam i jaśniejszych obszarów na gwieździe; Jak to zrobić: badanie aktywności gwiazdy; obserwacje. 35

36 ATMOSFERY PLANET: HD B STIS: krzywa blasku Fragment krzywej blasku obserwowany na różnych długościach fali. Obserwacje STIS: 330, 395, 445, 495, 545 nm. 36

37 ATMOSFERY PLANET: HD B 37

38 ATMOSFERY PLANET: HD B 38

39 ATMOSFERY PLANET: HD B Nachylenie w UV rozpraszanie Rayleigha na pyle (rozmiary ziaren <0.1 m); zależność przekroju czynnego od długości fali ~λ 4 ; Rozpraszanie: np. na pyle krzemianowym (lub Na 2 S); Nachylenie (i zmiany nachylenia w kierunku UV) oraz wysokość linii sodu mogą wskazywać na wzrost temperatury w górnej części atmosfery (średnia temperatura ~1300 K w pobliżu fotosfery, wzrost do 2000 K w wyższych warstwach); 39

40 ATMOSFERY PLANET: HD B Widmo transmisyjne HD189733b: nachylenie kontinuum + natężenie linii alkalicznych + brak ciśnieniowo poszerzonych skrzydeł = rozpraszanie Rayleigha wysoko w atmosferze. Analiza kształtu linii sodu: położenie i grubość warstwy mgły/chmur. Położenie warstwy: kilkaset km nad powierzchnią; rozpraszanie promieniowania od gwiazdy w UV i viz. (błękitna mgła) 40

41 ATMOSFERY PLANET: HD B Widmo IR: mało wyraźne cechy widmowe; płytkie cechy absorpcyjne molekuł; Model atmosfery bez chmur: linie molekuły H 2 O w zakresie 1 2 m; Interpretacja: pojedyncza warstwa mgły, mgła pył; kształtuje linie Na i K; przezroczysta w części widzialnej nachylenie Rayleigha dominuje nad absorpcją; Pył i chmury ważne składniki atmosfer gorących Jowiszy; kondensaty: MgSiO 3, Mg 2 SiO 4, Al 2 O 3, Fe; 41

42 ATMOSFERY PLANET: HD B 42

43 ATMOSFERY PLANET: HD B Dodatkowo: model pyłowy wskazuje na występowanie gorącej stratosfery, czyli wzrostu temperatury z wysokością w atmosferze; Profil P-T: policzony przy założeniu, że mgła powoduje tylko rozpraszanie, absorpcja jest zdominowana przez atomy i molekuły; 43

44 ATMOSFERY PLANET: HD B Pył występuje w przezroczystej warstwie atmosfery; rozmiary ziaren pyłu maleją gdy maleje P; Rozpraszanie na pyle dominuje w widmie transmisyjnym; Rozpraszanie na pyle i absorpcja w części widzialnej powoduje odwrócenie temperaturowe; Nieprzezroczystość maleje od 3.6 do 4.5 m z powodu dużych ziaren pyłu (inaczej by było gdyby w IR dominowały molekuły); 44

45 ATMOSFERY PLANET: HD B Chmury i/lub mgła (od kilkuset do około 1000 km nad powierzchnią) są niezbędne by wyjaśnić obserwowane cechy widma. Chmury/mgła: kondensaty krzemianowe; rozmiary ziaren pyłu: μm; Albedo planety: 0.14; W świetle widzialnym planeta byłaby błękitna: efekt rozpraszania Rayleigha (np. na MgSiO 3 ); 45

46 ATMOSFERY PLANET: HD B Chmury i/lub mgła (od kilkuset do około 1000 km nad powierzchnią) są niezbędne by wyjaśnić obserwowane cechy widma. Chmury/mgła: kondensaty krzemianowe; rozmiary ziaren pyłu: μm; Albedo planety: 0.14; W świetle widzialnym planeta byłaby błękitna: efekt rozpraszania Rayleigha (np. na MgSiO 3 ); Niebo obserwowane z powierzchni planety przy zachodzie gwiazdy byłoby czerwone; 46

47 ATMOSFERY PLANET: HD B To nie jest jedyna interpretacja widma HD189733b; Obserwacje HST i Spitzer; obserwacje dziennej strony planety; Model atmosfery: atmosfera w równowadze termochemicznej, bez inwersji temperaturowej; zdominowana w części IR przez H 2 O. Wnioski: zarówno modele bez chmur i modele z chmurami są akceptowalne; widmo transmisyjne wskazuje na obecność mgły; 47

48 ATMOSFERY PLANET: HD B Obserwacje teleskopu Spitzer: Mapa temperaturowa planety; Obserwacje ciągłe: 33 godziny; Początek: gdy nocna strona planety zaczęła być widoczna; Zakresy temperatur wskazują, że energia absorbowana od gwiazdy jest rozprowadzana równomiernie w atmosferze; zmiany temperatury: 973 ± 33 K to 1,212 ± 11 K Maksimum temperatury: położenie jest związane ze sposobem rozprowadzania energii: czyli kierunkiem i prędkością wiatru (>9600 km/h).

49 ATMOSFERY PLANET: HD B Gorący punkt (hot spot) jest położony około 30 O od punktu podgwiazdowego; to wskazuje na wiatr o prędkości około 9600 km/h.

50 ATMOSFERY PLANET: HD B Obserwacje naziemne; instrument SpeX; teleskop NASA Infrared Telescope Facility (IRTF); zakres μm i μm; Bardzo jasna cecha emisyjna; Jest to emisja związana z molekułą CH 4 (podobnie jak w atmosferach planet Układu Słonecznego) emisja fluorescencyjna (fluorescencja zjawisko emitowania światła przez wzbudzony atom lub cząsteczkę).

51 ATMOSFERY PLANET: HD B Ucieczka atmosfery; wskazówka: silne linie wodoru w części UV; (Lyα, widmo tranzytowe); Tempo utraty atmosfery: Gg na sekundę (1 Gg = 1,000,000,000 gram); 0.2 % masy planety w ciągu 10 mld lat; Szeroka egzosfera złożona z wodoru atomowego; 51

52 MARS 52

53 VIKING I, VIKING II: PIERWSZE POSZUKIWANIA ŻYCIA 53

54 54

55 VIKING I, VIKING II 1976 pierwsze i jedyne poszukiwania życia na innym globie; Cztery eksperymenty (metody oparte na badaniu kultur bakterii, które mogą być hodowane na szalkach Petriego; eksperyment Levina): 1. Próbka gruntu + związki węgla (+radioaktywny izotop C 14 ) (pożywka dla mikroorganizmów); założenie: mikroorganizmy obecne = absorbują pokarm i wydzielają CO 2 ; efekt zaobserwowany; 2. Dowody na fotosyntezę; wyniki niejednoznaczne; 55

56 VIKING I, VIKING II 3. Próbka gruntu + specjalna pożywka (z wodą); przy obecności organizmów żywych powstanie CO 2, powstał tlen (reakcja chemiczna?) 4. Poszukiwanie związków organicznych zawierających węgiel (kapilarna chromatografia gazowa GC MS); nie stwierdzono (mimo, że związki organiczne pochodzenia niebiologicznego są dostarczane na Marsa za pomocą meteorytów); eksperyment nie przebiegał prawidłowo; wyniki niejednoznaczne. Podsumowanie: brak śladów życia na Marsie (mimo niejednoznacznych wyników). Nie wszyscy zgadzają się z tym zgadzają. 56

57 VIKING I, VIKING II, PHOENIX Sonda Phoenix (2008): odkrycie nadchloranów (4 atomy O + jon Cl + jon Mg lub Ca); nadchlorany podgrzane do 350 o C ulegają rozkładowi i wydzielają tlen i chlor; Viking: próbki podgrzewane były do 500 o C badanie fazy gazowej cząsteczek; w 2010 pokazano, że podczas podgrzewania nadchloran niszczy związki węgla; wytłumaczenie dwóch eksperymentów Vikingów. 57

58 VIKING I, VIKING II, PHOENIX Eksperymenty Vikingów (1 i 3): Próbka gruntu + związki węgla (pożywka dla mikroorganizmów); założenie: mikroorganizmy obecne = absorbują pokarm i wydzielają CO 2 ; efekt zaobserwowany; WYJAŚNIENIE: nadchlorany + promienie kosmiczne związki chemiczne (wybielacze), które mogą rozłożyć cząsteczki organiczne, w tym procesie wytwarza się CO 2. 58

59 VIKING I, VIKING II, PHOENIX Eksperymenty Vikingów (1 i 3): Próbka gruntu + woda; przy obecności organizmów żywych powstanie CO 2, powstał tlen (reakcja chemiczna?); WYJAŚNIENIE: w trakcie produkcji wybielaczy nadchloranowych powstaje tlen, jest uwięziony w glebie, uwalniany po podgrzaniu; (związki węgla znalezione Curiosity, 2012). Inne wyjaśnienia: możliwości użytej aparatury (m.in. czułość chromatografu niższa niż zakładano początkowo). Czy Vikingi odkryły życie: wciąż kwestia sporna. 59

60 JAK SZUKAĆ ŻYCIA NA MARSIE? 60

61 JAK SZUKAĆ ŻYCIA NA MARSIE Nowoczesne laboratorium: 1. Wykrywanie i sekwencjonowanie DNA; wada: nie wiadomo, czy DNA jest istotne dla życia pozaziemskiego; mogą występować znaczne różnice; 2. Wykrywanie białek i polisacharydów: białka łańcuchy zbudowane z aminokwasów; polisacharydy łańcuchy cukrów, tworzonych przez enzymy, czyli białka; 61

62 JAK SZUKAĆ ŻYCIA NA MARSIE 3. Wykrywanie białek i polisacharydów: wykrycie tych cząstek: dowód na istnienie organizmów (układy biologiczne kodujące informacje i tworzące złożone cząsteczki). metoda: testowanie immunologiczne jednoczesne wykrywanie setek różnych rodzajów białek, polisacharydów i innych biomolekuł (np. DNA); metoda pozwala wykrywać cząsteczki mniejsze i mniej złożone niż białka; prostsze molekuły związane z życiem; 62

63 JAK SZUKAĆ ŻYCIA NA MARSIE Marsjański detektor białek Testy immunologiczne wykorzystują właściwości przeciwciał w celu wykrywania obcych cząsteczek. Pojedynczy test może wykryć setki biomolekuł. Studzienki mikromatrycy pokryte są przeciwciałami wychwytującymi; mogą się one doczepiać do konkretnych cząsteczek Jeśli w roztworze znajdują się szukane molekuły to wiążą się z przeciwciałami. Kolejny roztwór na mikromatrycę; inne przeciwciała łączą się z konkretnymi cząstkami; zawierają molekułę emitującą promieniowani fluorescencyjne. Promień lasera na mikromatrycę wzbudzanie związanych molekuł fluorescencyjnych. Studzienki z biomolekułami świecą. Natężenie: liczba cząstek. 63

64 JAK SZUKAĆ ŻYCIA NA MARSIE Metoda pozwala wykrywać cząsteczki mniejsze i mniej złożone niż białka; prostsze molekuły związane z życiem; Ziemskie organizmy: ~10 mln różnych białek; których poszukiwać na Marsie? (można wybrać kilkaset); 1. Białka ułatwiające przetrwanie na Marsie (zapewniających odporność na niskie temperatury, naprawiających szkody wywołane promieniowaniem jonizującym), 2. Najpowszechniejsze cząstki (np. składniki ścian komórkowych). Dodatkowo: sprawdzenie chiralności (pomysł Levina). 64

65 JAK SZUKAĆ ŻYCIA NA MARSIE Trzy eksperymenty (urządzenia): detektor DNA, mikroczip immunologiczny, instrument wykrywający i określający aminokwasy. Wybór miejsca dla lądownika: Najlepsze: lód i sól chronią przed zniszczeniem i rozkładem; Niesprzyjające: promieniowanie jonizujące i ciepło; Cele: tereny oblodzone; miejsca poddane erozji; Konieczne wiercenia i próbki z głębokości > 1m (bo promieniowanie jonizujące). Planowane misje: ExoMars (2018?), Curiosity II (2020?) i Icebreaker Life (kiedy?). 65

66 MISJE NA MARSA: PODSUMOWANIE 66

67 67

68 68

69 TERRAFORMOWANIE I KOLONIZACJA MARSA 69

70 TERRAFORMOWANIE I KOLONIZACJA: KOSZT 70

71 TERRAFORMOWANIE: MOTYWACJE Powody terraformowania Marsa: Podobieństwo Marsa do Ziemi; odległość od Ziemi; Badania naukowe: postęp (metody terraformowania, każdy etap); Zasoby marsjańskie potencjalne korzyści ekonomiczne; Położenie w szerokiej strefie habitacyjnej; w przyszłości w optymalnej strefie habitacyjnej. 71

72 TERRAFORMOWANIE: MOTYWACJE Powody terraformowania Marsa: Nowy dom dla ludzkości; populacja ludzi na Ziemi rośnie kolonizacja Marsa mogłaby być rozwiązaniem; Jest to wyzwanie; któremu możemy spróbować sprostać; Bo możemy i chcemy? Ciekawość (czy się uda, jak zasiedlenie Marsa wpłynie na ludzi na Ziemi); Potencjał dyplomatyczny; 72

73 TERRAFORMOWANIE I KOLONIZACJA: PROBLEMY 1. Niska grawitacja (Ziemia: m/s 2 ; Mars: 3,69 m/s 2 ); 2. Brak pola magnetycznego (pole magnetyczne Ziemi: ochrona przed promieniowaniem jonizującym); 3. Skład atmosfery (musi być odpowiedni dla życia ziemskiego); 4. Skład chemiczny gleby (możliwość wegetacji); 5. Woda (jak zapewnić odpowiednią ilość wody); 6. Szkodliwe promieniowanie: jak się przed nim chronić? Czy to konieczne? 7. Inne problemy: np. odległość od Ziemi. Projekt Nomad 73

74 TERRAFORMOWANIE: WYZWANIA GRAWITACJA Grawitacja na Marsie: 38% grawitacji Ziemi. 74

75 TERRAFORMOWANIE: WYZWANIA GRAWITACJA Grawitacja na Marsie: 38% grawitacji Ziemi; Problemy: 1. Niska grawitacja mała prędkość ucieczki problem z utrzymaniem atmosfery konieczne ciągłe źródła gazów atmosferycznych; 2. Wpływ na zdrowie ludzi: Choroba kosmiczna (Space Adaptation Syndrome, SAS) zanik czynności motorycznych organizmu spowodowany długotrwałym przebywaniem w stanie nieważkości. Inne objawy: brak apetytu, nudności i wymioty, zawroty i bóle głowy, złe samopoczucie, senność. Dolegliwości ustępują po 2-3 dniach pobytu na Ziemi. 75

76 TERRAFORMOWANIE: WYZWANIA GRAWITACJA Atrofia układu mięśniowego, zanik układu kostnego, osteopenia (zapobieganie: ćwiczenia, odpowiedni strój); Redystrybucja płynów w organizmie: moon face przyczyny: spowolnienie układu krążenia, zmniejszenie wytwarzania czerwonych ciałek krwi, zaburzenia równowagi i osłabienie układu odpornościowego, utrata masy ciała, uczucie zatkanego nosa, zaburzenia snu, obrzęki twarzy. Efekty te ustępują po powrocie na Ziemię; Problemy z widzeniem; Uszkodzenia mózgu prowadzące do choroby Alzheimera. 76

77 TERRAFORMOWANIE: WYZWANIA WODA Woda w przeszłości Woda obecnie 77

78 TERRAFORMOWANIE: WYZWANIA WODA Skąd pozyskać wodę? Woda w postaci lodu (biegun północny: dysk ~1000 km, ~3 km grubości; prawie czysta woda: ~2.35 mln km 3 ; biegun południowy: ~300 km, ~2 km grubości); Woda podpowierzchniowa (także w postaci lodu; mapy wód podziemnych już częściowo powstały); Woda z atmosfery (para wodna w obszarach równikowych). 78

79 TERRAFORMOWANIE: WYZWANIA POLE MAGNETYCZNE 79

80 TERRAFORMOWANIE: WYZWANIA POLE MAGNETYCZNE Pierwotne pole magnetyczne zaniknęło (dynamo przestało pracować wskutek uderzenia meteorytu? Samo wygasło?). Problem: brak osłony przed szkodliwym promieniowaniem. Czy można odbudować pole magnetyczne? Teoretycznie tak; Praktycznie: potrzebna będzie sztuczna osłona przed promieniowaniem. 80

81 TERRAFORMOWANIE: WYZWANIA ATMOSFERA Co trzeba zrobić: Utworzyć atmosferę o odpowiednim składzie; Utrzymać ją w odpowiedniej temperaturze; Utrzymać odpowiednie ciśnienie; Nie pozwolić atmosferze ulotnić się w kosmos (problem: mała grawitacja, brak pola magnetycznego). 81

82 TERRAFORMOWANIE: WYZWANIA ATMOSFERA Metody: Podgrzanie: sublimacja CO 2 (gaz cieplarniany) podgrzanie atmosfery o kilka stopni CO 2 wspomaga efekt cieplarniany dodatkowo wyzwala się CO 2 z obszarów zamarzniętych (bieguny); podgrzanie atmosfery o kilka stopni wzrost ciśnienia do 30 kilopascali (0.3 atm); fitoplankton zamienia CO 2 w O. Amoniak (gaz cieplarniany) dostarczenie amoniaku, np. z obiektów pasa Kuipera; NH 3 N (skład atmosfery); zderzenia: wzrost temperatury i masy atmosfery. 82

83 TERRAFORMOWANIE: WYZWANIA ATMOSFERA Metody: Dostarczenie węglowodorów: metanu CH 4 i innych; wspomagają efekt cieplarniany, powodują wzrost ciśnienia, pomagają w produkcji H 2 O i CO 2 w atmosferze (konieczne do fotosyntezy). Dostarczenie H (wpływ na tworzenie atmosfery i hydrosfery); H 2 + Fe 2 O 3 (z gleby marsjańskiej) H 2 O + 2FeO; w zależności od ilości CO 2 w atmosferze, dostarczenie H: ogrzewanie i woda a także grafit lub/i metan. 83

84 TERRAFORMOWANIE: WYZWANIA ATMOSFERA Metody: Potrzebny jest stabilny klimat (do kolonizacji); dostarczenie związków fluoru (wydajne gazy cieplarniane); propozycje: heksafluorek siarki, freony, węglofluory bardzo wydajne gazy cieplarniane; sposób dostarczenia wysłanie rakiet ze sprężonymi gazami zderzenie z Marsem, czas: około 10 lat. 84

85 TERRAFORMOWANIE: WYZWANIA ATMOSFERA Metody: Zwierciadła na orbicie lustra wykonane z cienkiej aluminiowanej folii PET i umieszczone na orbicie wokół Marsa w celu zwiększenia całkowitego nasłonecznienia. Działa na fragment powierzchni. Efekt: zwiększenie temperatury powierzchni, w pobliżu biegunów do sublimacji pokrywy lodowej CO 2, wzmocnienie efektu cieplarnianego. Dodatkowo: ułatwienie dla pierwszych kolonizatorów. 85

86 TERRAFORMOWANIE: WYZWANIA ATMOSFERA Metody: Redukcja albedo wydajniejsze wykorzystanie światła słonecznego i wzrost temperatury; wykonanie: rozpylenie pyłu z księżyców marsjańskich, dostarczenie ekstremofili (porosty, algi i bakterie); dodatkowy efekt: O do atmosfery. Uderzenia asteroidów uderzenie energia uderzenie ciepło sublimacja CO 2 efekt cieplarniany; wynik: wzrost temperatury na powierzchni; wykonanie: zmiana trajektorii asteroidów (które mogą być wybrane pod względem składu dodatkowa korzyść amoniak i azot do atmosfery). 86

87 KOLONIZACJA: PROMIENIOWANIE Brak pola magnetycznego + cienka atmosfera: znaczna ilość promieniowania jonizującego dochodzi do powierzchni; Mars Odyssey MARIE (Mars Radiation Environment Experiment): poziom promieniowania 2.5 większy niż na ISS (22 miliardy na dzień); Zagrożenia zależą od strumienia cząstek, widma energii i składu promieniowania: bezpośrednie uszkodzenie DNA; efekty słabo poznane, eksperymenty: niskoenergetyczne promieniowanie jest bardziej szkodliwe od wysokoenergetycznego (wolne cząstki więcej czasu na oddziaływanie z molekułami). 87

88 KOLONIZACJA: PROMIENIOWANIE Rozwiązanie: Budynki pod powierzchnią; Specjalne osłony; Zbudowanie sfery naładowanej plazmy do otoczenia statku kosmicznego, utrzymywana przez cienką siatkę z nadprzewodzącego drutu Pole siłowe sztuczna kopia pola magnetycznego teoretycznie możliwe do zrobienia dla misji na Marsa ( mini magnetosfera o szerokości kilkuset metrów). ( ) 88

89 KOLONIZACJA: TRANSPORT Orbita transferowa Hohmanna podróż trwa 9 miesięcy; potrzebne dwukrotne użycie silników. Zmodyfikowane trajektorie: 6 7 miesięcy podróży (większa ilość energii i paliwa, standardowo używane w misjach marsjańskich) Dalsze skrócenie czasu podróży: opłacalne w przypadku zaawansowanych technologii (VASIMIR) i rakiet jądrowych. W pierwszym przypadku, czas podróży ~40 dni, w drugim ~14 dni. 89

90 KOLONIZACJA: TRANSPORT VASIMIR: silnik plazmowy o zmiennym impulsie właściwym, (VAriable Specific Impulse Magnetoplasma Rocket) jonowy napęd statku kosmicznego, który wykorzystuje energię mikrofal i pole magnetyczne do podgrzania, przyspieszania i ukierunkowania czynnika roboczego a tym samym wytworzenia siły ciągu. Napęd jądrowy różne metody wykorzystujące reakcje jądrowe, jako podstawowe źródło zasilania. Pomysł wykorzystania materiałów jądrowych do napędu pochodzi z początku 20 wieku. 90

91 KOLONIZACJA: LOKALIZACJA Obszary biegunowe lód, woda, ale dzień i noc polarna; Obszary równikowe naturalne jaskinie w pobliżu wulkanu Arsia Mons (ochrona przed mikrometeorytami i szkodliwym promieniowaniem; dodatkowo energia geotermalna. Obszary pośrednie (midlands) w trakcie badań, pory roku bardziej charakterystyczne; Kaniony (Valles Marineris) Wielki Kanion ~3000 km, głębokość ~8 km; ciśnienie ~25% wyższe niż na powierzchni; woda? Jaskinie lawowe wiele zlokalizowano na Arsia Mons (ochrona przed promieniowaniem, łatwo przystosować do upraw). 91

92 KOLONIZACJA: LOKALIZACJA 1. Olympus Mons 2. Tharsis Tholus 3. Ascraeus Mons 4. Pavonis Mons 5. Arsia Mons 6. Valles Marineris. 92

93 KOLONIZACJA: KOMUNIKACJA Stopień trudności zależy od położenia obiektów na orbicie; Misje NASA i ESA urządzenia na wielu orbiterach satelity komunikacyjne już są; Opóźnienie w komunikacji: od ~3 minut do ~22 minut; rozmowy w czasie rzeczywistym nie; mogą występować przerwy w komunikacji ~14 dni do miesiąca (np. ułożenie planet i Słońca); rozwiązanie pośrednie satelity w punkcie L4 i L5 lub grupa satelitów komunikacyjnych; inne rozwiązania orbity nie-keplerowskie. 93

94 KOLONIZACJA: WYPOSAŻENIE Urządzenia: usługi dla ludzi, urządzenia do produkcji (żywności, wody, energia, tlen itp.) Siedliska magazyny obszary robocze; Sprzęt do wydobycia lub produkcji wody, tlenu, minerałów, materiałów budowlanych itp. 94

95 KOLONIZACJA: EKONOMIA Ekonomia klucz do sukcesu kolonii Wykorzystanie zasobów: handel Mars Ziemia; produkcja żywności i sprzętu dla kopalni na obiektach pasa asteroid; Główny problem koszt inwestycji terraformowania i kolonizacji; Ważne samowystarczalność. 95

96 STRONY INTERNETOWE olonization_of_the_planet_mars

97 KONIEC 97