sfinks
Forumowicz.
Dołączył: 18 Paź 2005
Posty: 1644
Przeczytał: 0 tematów
Pomógł: 2 razy
Ostrzeżeń: 0/2
|
 Wysłany: Śro 0:54, 14 Gru 2005 Temat postu: |
|
|
Pjękne zdjęcie. poniżej fragment książki.
______________________________________________________________________________
Robert Zubrin, Richard Wagner
Czas Marsa
Dlaczego i w jaki sposób musimy skolonizować Czerwoną Planetę
Przełożył: Leszek Kałlas
Warszawa 1997
Tytuł oryginału:
THE CASE FOR MARS
The Plan to Settie the Red Planet and Why We Must
Copyright ©1996 by Robert Zubrin
.......................................................
Bóg stworzył świat, ale Holandię stworzyli Holendrzy.
przysłowie holenderskie
Dotąd zajmowaliśmy się perspektywami badania i kolonizacji Marsa w bliskiej przyszłości. Pora zająć się najpoważniejszym wyzwaniem, jakie dla ludzkości stanowi Czerwona Planeta - terraformowaniem. Czy potrafimy przekształcić Marsa tak, by całkowicie nadawał się do zamieszkania?
Na pierwszy rzut oka pomysł wygląda zupełnie nierealnie, jak czysta fantastyka. Niedawno podróże ludzi na Księżyc pozostawały domeną literatury science fiction, a dziś są przedmiotem badań historyków, podczas gdy inżynierowie pracują nad załogowymi wyprawami na Marsa. Większość ludzi uważa, że radykalna zmiana temperatury i atmosfery Czerwonej Planety, tak by osiągnąć warunki bardziej przypominające środowisko ziemskie, czyli terraformowanie Marsa, jest albo fantazją, albo zadaniem, które będzie można wykonać, dysponując technologiami odległej przyszłości. W przeciwieństwie do niektórych ekstremalnych koncepcji - takich jak podróże z prędkością większą od prędkości światła lub nanotechnologie - terraformowanie ma już jednak pewną historię: około 4 miliardów lat.
Historia rozwoju życia na Ziemi to zarazem historia terrafor-mowania - dlatego nasza Błękitna Planeta jest dziś tak piękna. Gdy Ziemia powstała, w jej atmosferze nie było tlenu, tylko dwutlenek węgla i azot, powierzchnię zaś stanowiły bezwartościowe odłamki skalne. Całe szczęście, że w tym czasie Słońce świeciło z jasnością równą 70% dzisiejszej: gdyby nad młodą Ziemią świeciło dzisiejsze Słońce, gruba warstwa dwutlenku węgla w atmosferze spowodowałaby silny efekt cieplarniany, który zmieniłby środowisko planety w gorące, wrzące piekło, przypominające Wenus. Kolejna sprzyjająca okoliczność: na Ziemi wy ewoluowały organizmy przeprowadzające fotosyntezę i zaczęły przekształcać atmosferyczny dwutlenek węgla w tlen, a proces ten całkowicie zmienił warunki chemiczne, panujące na powierzchni planety. Dzięki temu nie doszło do galopującego efektu cieplarnianego i rozpoczęła się ewolucja aerobów, czyli tlenowców - organizmów wykorzystujących do oddychania tlen. Rozwój roślin i zwierząt powodował dalsze zmiany na powierzchni Ziemi: powstanie warstwy gleby i radykalną zmianę klimatu planety. Formy żywe kierują się egoistycznymi pobudkami, dlatego nie jest niespodzianką, że wszystkie powodowane przez nie modyfikacje warunków ziemskich przyczyniały się do zwiększenia szans przetrwania życia, powiększenia biosfery i przyspieszenia tempa ewolucji.
Ludzkość jest najnowszym, kolejnym adeptem sztuki zmieniania warunków zgodnie z własnymi potrzebami. Najstarsze cywilizacje stosowały meliorację, wysiewały rośliny uprawne, udomowiły zwierzęta i chroniły stada, by pełniej wykorzystać te obszary Ziemi, które najlepiej się nadawały do zamieszkania. W ten sposób poszerzyła się część biosfery dostępna ludzkości, zwiększyła się populacja, a przez to człowiek zyskał możliwość dalszego wpływania na środowisko i podtrzymywania wzrostu populacji w tempie wykładniczym. W wyniku tych działań Ziemia została dosłownie przekształcona w miejsce zamieszkania miliardów ludzi. Spora część ludzkości została zwolniona z konieczności codziennej walki o przetrwanie -dzięki temu niektórzy mogą przyglądać się nocnemu niebu i poszukiwać nowych światów.
Spotkać się można z opinią, że pomysł terraformowania Marsa jest heretycki - ponieważ ludzie bawiliby się w Boga. Inni zaś uważają, że terraformowanie stanowiłoby dzieło najpełniej dowodzące boskiej natury ludzkiego ducha, o czym najwy-datniej świadczyłoby przekształcenie wymarłego świata w żywą planetę. Moje poglądy i sympatie zbliżają mnie do grupy zwolenników drugiego podejścia, a nawet gotów jestem posunąć się jeszcze dalej. Sądzę, że niepowodzenie terraformowania Marsa świadczyłoby o niezdolności spełnienia naszej ludzkiej natury i niewywiązaniu się ze zobowiązań, które na nas, jako przedstawicielach życia, ciążą. Dziś żywa biosfera może się rozrastać i objąć zupełnie nowy świat. Ludzkość ze swoją inteligencją i technologiami stanowi wyjątkowy efekt ewolucji biologicznej, pozwalający zdobyć dla życia nowy ląd - pierwszy z wielu nowych światów w kosmosie. Niezliczone istoty żyły i umierały podczas przekształcania Ziemi w miejsce umożliwiające ludzkie istnienie. Nadszedł czas, byśmy wykonali swoje zadanie.
Postawmy ponownie pytanie: Czy potrafimy przekształcić Marsa tak, by całkowicie nadawał się do zamieszkania?
Przeanalizujmy to zagadnienie. Mimo że obecnie Mars jest zimny, suchy i prawdopodobnie pozbawiony życia, ma wszystkie pierwiastki i związki niezbędne do podtrzymywania życia: wodę, węgiel, tlen (związany w dwutlenku węgla) i azot. Możliwe do przyjęcia i zbliżone do ziemskich są warunki fizyczne panujące na Marsie: wartość siły ciążenia, prędkość obrotu planety wokół własnej osi, nachylenie osi obrotu do płaszczyzny orbity oraz odległość od Słońca. Mars wykazuje braki pod jednym tylko względem: ma niewielką atmosferę.
Ciśnienie atmosferyczne na poziomie morza na Ziemi wynosi l bar, czyli 1000 milibarów. (Bar jest jednostką ciśnienia: l bar = 100 000 paskali = 1000 hektopaskali, a l Pa = l N/m2. Milibar to jedna tysięczna część bara: l b = 1000 mbar. Bary i milibary są używane w meteorologii i będziemy się nimi posługiwać w mniejszych rozważaniach na temat terraformowania). Obecnie ciśnienie atmosfery Marsa, składającej się głównie z dwutlenku węgla, wynosi 6-10 mbar, znacznie mniej niż 1% ziemskiego ciśnienia atmosferycznego na poziomie morza. Wiemy jednak, że niegdyś atmosfera Marsa była dużo grubsza. Koryta rzeczne, widoczne na Czerwonej Planecie, świadczą o tym, że kiedyś po jej powierzchni płynęła woda, a woda w stanie ciekłym może występować jedynie w pewnym zakresie temperatur i ciśnienia. Pod ciśnieniem ziemskim, na powierzchni morza, ciekła woda może istnieć w temperaturach pomiędzy punktem zamarzania, 0°C, a punktem wrzenia, 100°C. Temperatury i ciśnienie na Marsie musiały być wyższe niż obecnie, skoro po powierzchni planety płynęła woda.
Mimo że dzisiejsza atmosfera Marsa jest cienka, naukowcy sądzą, iż na planecie istnieją zapasy dwutlenku węgla wystarczające, by doprowadzić do jej istotnego pogrubienia. Pokrywająca biegun południowy czapa suchego lodu dostarczy części potrzebnego gazu. Kolejna partia zawarta jest wewnątrz regolitu - luźnego skalistego materiału, pokrywającego powierzchnię planety. („Regolit" to astrogeologiczny termin, określający powierzchniową warstwę ziemi, glebę lub muł; odnosi się do dowolnego planetarnego ciała. „Gleba" to ziemski regolit). Wydzielenie się dwutlenku węgla z całego regolitu bardzo znacząco zwiększyłoby ciśnienie atmosferyczne, być może do wartości 30% ciśnienia na Ziemi, czyli do wysokości 300 mbar (prawie 1/3 bara). Ogrzanie planety spowoduje uwolnienie ogromnych zasobów uwięzionego dwutlenku węgla. To nie tylko teoria: wiemy, że wartości temperatury i ciśnienia na Marsie zmieniają się wraz z cyklem zmian odległości, dzielącej planetę od Słońca w trakcie obiegu po orbicie. Z powodu zmiany odległości planety od Słońca podczas marsjańskiego roku zmienia się ciśnienie atmosferyczne: o 20% więcej lub mniej od średniej rocznej.
Rzecz jasna, nie jesteśmy w stanie przesunąć Marsa na cieplejszą, bliższą Słońca orbitę. Znamy za to inną metodę ocieplenia planety, stosowaną w sposób nie kontrolowany na Ziemi przez ostatnie stulecie: zwiększanie temperatury w wyniku uwalniania lub wytwarzania gazów, które potrafią „uwięzić" promieniowanie podczerwone, czyli energię cieplną Słońca. Zjawisko to, zwane na Ziemi efektem cieplarnianym, jest rezultatem wprowadzenia do atmosfery dwutlenku węgla, pochodzącego ze spalania paliw kopalnych i wytwarzania przez przemysł innych gazów cieplarnianych (czyli przyczyniających się do powstawania i nasilania efektu cieplarnianego). Identyczny proces może zajść również na Marsie, niezależnie od tego, czy go nazwiemy terraformowaniem, czy efektem cieplarnianym. Na Marsie atmosferyczna „cieplarnia" może powstać na przynajmniej trzy sposoby: poprzez ocieplanie wybranych obszarów powierzchni planety, by wydzielały duże ilości dwutlenku węgla, naturalnego gazu cieplarnianego; po drugie, poprzez budowanie na Marsie fabryk produkujących silnie działające, sztuczne gazy cieplarniane, takie jak chlorowcowe pochodne węglowodorów (freony); lub - po trzecie - gdy już warunki panujące na Marsie poprawią się dostatecznie w wyniku zastosowania jednej z powyższych metod, możemy wprowadzić na planetę bakterie wytwarzające naturalne gazy cieplarniane silniejsze niż dwutlenek węgla (lecz słabsze od freonów), na przykład amoniak lub metan.
Choć koncepcja terraformowania Marsa brzmi fantastycznie, to składające się na nią pomysły opierają się na solidnych podstawach. Najważniejszy jest pomysł doprowadzenia do sprzężenia zwrotnego, sytuacji, w której rezultaty procesu wzmacniają czynniki wywołujące jego zachodzenie. W przypadku marsjańskiego efektu cieplarnianego sprzężenie zwrotne powstać może w skutek powiązania ciśnienia atmosferycznego (grubości atmosfery) z temperaturą atmosfery. Ogrzanie Marsa spowoduje wydzielanie się gazowego dwutlenku węgla z czap polarnych i regolitu. Masy uwolnionego dwutlenku węgla pogrubią atmosferę i poprawią jej zdolność do więzienia ciepła. Z kolei zgromadzone w atmosferze ciepło spowoduje dalszy wzrost temperatury na powierzchni planety, a przez to zwiększenie ilości dwutlenku węgla, uwalnianego z czap polarnych i marsjańskiego regolitu. To właśnie stanowi klucz do terraformowania Marsa - im cieplej, tym atmosfera staje się grubsza; a im grubsza atmosfera, tym cieplej.
W następnym podrozdziale wyjaśniam, w jaki sposób można modelować podobne układy; przedstawię też rezultaty obliczeń wynikające z przyjętego modelu. Stanowią one poważny argument za tym, że w XXI wieku ludzkość będzie mogła wywołać skuteczne zmiany środowiska, zmierzające do poprawy warunków mieszkalnych na powierzchni Czerwonej Planety. Wygląda na to, że naprawdę potrafimy terraformować Marsa.
Etapy terraformowania
Na Marsie występuje bardzo dużo dwutlenku węgla, podstawowego gazu cieplarnianego, większa jego część jest jednak uwięziona w czapach polarnych lub w regolicie. Ocieplenie Czerwonej Planety będzie wymagać skorzystania z obu tych źródeł, lecz do zapoczątkowania procesu użyty zostanie dwutlenek węgla z biegunów.
Prowadząc wraz z Chrisem McKayem obliczenia, wykorzystujące modele klimatu Marsa, wykazaliśmy, że niewielki, lecz trwały wzrost temperatury na południowym biegunie Marsa -o zaledwie 4°C - może zapoczątkować galopujący efekt cieplarniany prowadzący do wyparowania czapy polarnej. (Dla czytelników pragnących poznać szczegóły równań umieściłem na końcu rozdziału bardziej specjalistyczny dodatek, który opisuje model przyjęty za podstawę obliczeń związanych z terraformo-waniem). W miarę parowania czapy polarnej rośnie temperatura i ciśnienie atmosfery planety i rozpoczyna się uwalnianie ogromnych ilości dwutlenku węgla z regolitu. Krótko mówiąc, nieznaczny wzrost temperatury na biegunie południowym, o 4°C, może doprowadzić do wzrostu temperatury na całej planecie o kilkadziesiąt stopni oraz wzrostu ciśnienia z 6 mbar do kilkuset milibarów.
Mogłoby się wydawać, że podniesienie temperatury na południowym biegunie o 4°C nie wystarczy, by zapoczątkować podobną transformację planety. Sytuacja jednakże przypomina piramidę z jabłek ustawioną w sklepie warzywnym: wystarczy usunąć jedno jabłko z dołu, a cała konstrukcja runie. Nietrudno zburzyć piramidę, chociaż ktoś długo i cierpliwie ustawiał jabłka w pozycji delikatnej i nietrwałej równowagi. Podobnie jest z czapą lodową na południowym biegunie Marsa. Składa się ona z suchego lodu, czyli zamarzniętego dwutlenku węgla. Dwutlenek węgla można scharakteryzować poprzez wielkość, zwaną prężnością pary, równą ciśnieniu pary nasyconej w stanie równowagi termodynamicznej z cieczą. Prężność pary stanowi miarę skłonności substancji do zmiany stanu skupienia do stanu gazowego, czyli pary. Wartość prężności pary wynika z temperatury, więc gdy ogrzewamy substancję, zwiększamy prężność pary; substancja będzie wówczas szybciej zmieniać się w parę lub gaz. Prężność pary dwutlenku węgla w temperaturze 147 K wynosi 6 mbar -obecną wartość na południowym biegunie Marsa. (Aby otrzymać wartość w stopniach Celsjusza, od temperatury podanej w kelwinach trzeba odjąć 273. Dlatego 273 K = 0°C, a 147 K = -126°C). Warunki równowagi na południowym biegunie Marsa są właśnie takie: temperatura 147 K i ciśnienie 6 mbar. Dopóki temperatura bieguna wynosi mniej więcej 147 K, trudno doprowadzić do zwiększenia ciśnienia dwutlenku węgla powyżej 6 mbar, ponieważ dodatkowy dwutlenek węgla wytrąci się z równowagi i powróci do postaci suchego lodu w czapie polarnej.
Co by się stało, gdybyśmy sztucznie zwiększyli temperaturę na biegunie? Później powrócimy do kwestii realizacji tego celu za pomocą dużych, znajdujących się na orbicie luster służących do skupiania światła słonecznego na okolicach bieguna południowego; na razie przyjmijmy, że zaczęliśmy ogrzewać biegun. W konsekwencji wzrostu temperatury rośnie prężność pary dwutlenku węgla, co powoduje, że większe ilości tego związku mogą wyparować do atmosfery z bieguna. Wprawdzie prężność pary - miara skłonności substancji do przechodzenia w stan gazowy, oraz ciśnienie atmosferyczne - miara rzeczywistego ciężaru warstwy atmosfery nad powierzchnią planety, to dwie zupełnie odmienne wielkości, można jednak stwierdzić, że wzrost prężności pary dwutlenku węgla na biegunie wywołuje (poprzez wpompowywanie do atmosfery planety ogromnych ilości CO2 z parującego bieguna) wzrost globalnej wartości ciśnienia atmosferycznego. Znamy prężność pary nasyconej dwutlenku węgla w dowolnej temperaturze - możemy ją odnaleźć w tabelach chemicznych - i wiemy, że dwutlenek węgla w takich samych warunkach zachowuje się identycznie na Ziemi i na Marsie. Znamy również, choć z mniejszą dokładnością, zdolność warstwy dwutlenku węgla w atmosferze planety do wywoływania efektu cieplarnianego; dlatego możemy z sensowną dokładnością oszacować wielkość wzrostu temperatury w wyniku pogrubienia atmosfery. Rozumiemy sytuację panującą na biegunie, znaczenie prężności i jej powiązanie z temperaturą: czas przystąpić do obliczeń ukazujących, w jaki sposób można ruszyć z kopyta z terraformowaniem Marsa.
Na początek przyjrzyjmy się rysunkowi 9.1. Przedstawia wyniki zastosowania modelu mojego i McKaya do sytuacji na południowym biegunie Marsa, przy założeniu, że dwutlenek węgla występuje tam w ilości wystarczającej do utworzenia wokół planety atmosfery o ciśnieniu 50-100 mbar. Wykres ukazuje temperaturę na biegunie w zależności od ciśnienia atmosferycznego, a prężność pary nasyconej - w zależności od temperatury na biegunie. Zwróćmy uwagę na dwa punkty, A i B, gdzie krzywe się przecinają. Te dwa punkty stanowią położenia równowagi atmosfery Marsa, w których średnie ciśnienie atmosferyczne (P - ciśnienie atmosferyczne na średniej wysokości powierzchni Marsa, mierzone w milibarach) i temperatura na biegunie (T - w kelwinach), podawane przez obie krzywe, są ze sobą konsystentne. Punkt A określa położenie równowagi trwałej, a B - nietrwałej, co wynika ze zbadania zachowania układu w punktach innych niż położenia równowagi. Jeśli krzywa temperatury leży ponad krzywą prężności pary, na wykresie układ będzie przesuwać się w prawą stronę, ku większym wartościom ciśnienia i temperatury: sytuacja taka odpowiada galopującemu efektowi cieplarnianemu. Jeśli zaś krzywa temperatury leży poniżej krzywej prężności pary, układ będzie się przesuwać w lewą stronę, ku mniejszym wartościom ciśnienia i temperatury; byłby to galopujący „efekt lodówkowy". Obecnie Mars znajduje się w punkcie równowagi A, o ciśnieniu 6 mbar i temperaturze około 147 K na biegunie.
Dynamika współzależności czapy polarnej i marsjańskiej atmosfery. Obecnie Mars jest w położeniu równowagi A. Wzrost temperatury o 4°C spowoduje zlanie się punktów równowagi A i B, co doprowadzi do galopującego rozgrzewania atmosfery i, w końcu, do zniknięcia czapy lodowej.
Zastanówmy się teraz, co by się stało, gdyby w sposób sztuczny temperatura na marsjańskim biegunie została zwiększona o parę kelwinów. W miarę wzrostu temperatury cała krzywa temperatury przesunie się na wykresie w górę, a punkty A i B zbliżą się do siebie. Przy wzroście temperatury wynoszącym 4 K krzywa temperatury przesunie się w górę na tyle, że znajdzie się ponad krzywą prężności we wszystkich punktach. W konsekwencji doszłoby do galopującego efektu cieplarnianego, pociągającego wyparowanie całych czap polarnych podczas niespełna dziesięciu lat. Gdy ciśnienie i temperatura przewyższą obecne wartości dla punktu B, galopujący efekt cieplarniany będzie zachodzić na Marsie nawet bez sztucznego ogrzewania, a więc atmosfera pozostanie w osiągniętym położeniu po zakończeniu ogrzewania biegunów.
Po wyparowaniu czap polarnych zacznie odgrywać rolę dynamika efektu cieplarnianego, związanego z zasobami dwutlenku węgla, uwięzionymi w marsjańskim regolicie. Zasoby, wystarczające do utworzenia na Marsie atmosfery o ciśnieniu 400 mbar, występują głównie na obszarach położonych na dużej szerokości geograficznej. Dwutlenku węgla nie da się w całości wydobyć z regolitu, gdyż, w wyniku ocieplenia, na powierzchni zachowuje się jak „sucha gąbka", na powrót nasiąkająca wydzielonymi gazami. W tym miejscu napotykamy, niestety, pewną niewiadomą - ile wynosi energia lub wzrost temperatury wymagane do wydzielenia się dwutlenku węgla z marsjańskiego regolitu. Nieznaną wielkość nazywamy temperaturą desorpcji (Td). Szacujemy, że Td wynosi 20 K, lecz później przeanalizujemy zachowanie modelu przy zmienionych wartościach Td. Rysunek 9.2 prezentuje dynamikę współzależności atmosfery i regolitu. Wykres przedstawia wartość ciśnienia atmosferycznego na Marsie, wytworzonego w wyniku wydzielania się gazów z regolitu (na rysunku nazwanego ciśnieniem regolitu) w funkcji temperatury regolitu, T. (T to średnia ważona temperatur regolitu z różnych obszarów planety, uwzględniająca zdolność regolitu do przetrzymywania adsorbowanego gazu w konkretnej, miejscowej temperaturze. Ponieważ zimniejsze gleby zawierają więcej CO2, T zwykle odzwierciedla temperatury marsjańskich obszarów arktycz-nych, wokół bieguna północnego, i antarktycznych, leżących w okolicy bieguna południowego). Wykres na rysunku 9.2 pokazuje również zależność temperatury regolitu jako funkcji ciśnienia dwutlenku węgla w atmosferze. Wykresy powstały przy założeniu, że wydzielenie całych biegunowych zapasów dwutlenku węgla spowodowałoby zwiększenie ciśnienia atmosferycznego o 100 mbar, natomiast uwolnienie całych zapasów z regolitu - wzrost o 394 mbar. W efekcie, wziąwszy pod uwagę wielkość zasobów lotnego dwutlenku węgla, ciśnienie marsjań-skiej atmosfery wzrosłoby z 6 mbar do 500 mbar.
Dynamika współzależności marsjańskiej atmosfery i regolitu w warunkach Td = 20 przy zasobach substancji lotnych, odpowiadających atmosferze o ciśnieniu 500 mbar.
krzywych). Po wyparowaniu czap polarnych globalne marsjańskie ciśnienie i temperatura będą zmierzać do osiągnięcia tych wartości. W chwili wyczerpania się zasobów dwutlenku węgla na biegunach i w marsjańskim regolicie, czyli zatrzymania procesu wydzielania się gazów z obu źródeł, istnieć będzie atmosfera o ciśnieniu 300 mbar, czyli 300 hPa. Rysunek 9.2. ukazuje też średnie temperatury dobowe na obszarach podzwrotnikowych Marsa (Tmax) podczas lata, gdy atmosfera grubieje. Zwróćmy uwagę na to, że krzywa zbliża się do 273 K, temperatury zamarzania wody, czyli - biorąc pod uwagę terraformowanie Marsa - punktu topnienia lodu z wody. Przy umiarkowanym zaangażowaniu w sztuczne nasilenie efektu cieplarnianego dojdzie do topnienia lodu i wiecznej zmarzliny.
Sztucznie wywołany wzrost temperatury regolitu o 10 K może zrównoważyć skutki, wywoływane innymi wartościami Td. Podane wielkości zakładają występowanie na planecie zasobów substancji lotnych, odpowiadających atmosferze CO,, o ciśnieniu 500 mbar.
równowagowego punktu zbiegania się krzywych (punkt C na rysunku 9.2) może bardzo istotnie zależeć od przyjętej wartości Td. Rysunek 9.3 przedstawia krzywe temperatury potrzebnej do wydzielania się dwutlenku węgla z regolitu przy temperaturach desorpcji Td = 25 K i Td = 30 K. W tych przypadkach ciśnienie w punkcie zbiegania się krzywych ulega radykalnej zmianie - z 300 mbar przy Td = 20 K do 31 mbar przy Td = 25 K i 16 mbar przy Td = 30 K. Podobnie wyjątkowa, silna zależność ostatecznych wyników działań od nieznanej wartości Td może na pierwszy rzut oka dyskwalifikować całe przedsięwzięcie ter-raformowania. Rysunek 9.3 ukazuje dodatkowo krzywą (zaznaczoną linią przerywaną), która opisuje rozwój sytuacji przy wykorzystaniu sztucznych metod wywoływania efektu cieplarnianego, powodujących utrzymywanie się temperatury regolitu
Ciśnienie równowagowe osiągnięte na Marsie przy wysokości zasobów substancji lotnych, odpowiadających atmosferze CO2 o ciśnieniu 500 mbar, nie licząc 50 mbar CO2 uwolnionego z czap polarnych. DT (w tekście AT) oznacza trwały wzrost temperatury, spowodowany sztucznymi metodami wywoływania efektu cieplarnianego.
Równowagowe maksymalne temperatury pór roku (średnie dobowe) przy wysokości zasobów substancji lotnych odpowiadających atmosferze CO2 o ciśnieniu 500 mbar, nie licząc 50 mbar z CO2 uwolnionego z czap polarnych.
peratury desorpcji. Chodzi o rzeczywistą wielkość zasobów dwutlenku węgla, występujących na Marsie. Im więcej jest dwutlenku węgla, tym większe jego ilości będziemy mogli wydobyć z regolitu, dzięki czemu zdołamy stworzyć gęstszą atmosferę. Należy szukać odpowiedzi na dwa pytania. Czy Mars jest „bogaty", czy „ubogi" w zasoby dwutlenku węgla? Jakie znaczenie dla rozważanego modelu ma wielkość zasobów dwutlenku węgla na Marsie? Na obecnym etapie jedyne, co możemy zrobić, to wziąć pod uwagę obie możliwości i zobaczyć, jaki mają wpływ na rozwój modelowanej sytuacji.
Spójrzmy na rysunki 9.4, 9.5, 9.6 i 9.7, aby zrozumieć, w jaki sposób obfitość dwutlenku węgla wpływa na terraformowa-nie oraz jak wartość Td zależy od ilości zasobów dwutlenku węgla. Rysunki przedstawiają krzywe osiągniętego ciśnienia i temperatury atmosfery oraz maksymalne temperatury pór roku na podzwrotnikowych obszarach Marsa przy założeniu
Ciśnienie równowagowe osiągnięte na Marsie przy wysokości zasobów substancji lotnych odpowiadających atmosferze CO2 o ciśnieniu 1000 mbar, nie licząc 100 mbar z CO2 uwolnionego z czap polarnych.
Marsa „ubogiego" - w tej wersji całkowite zapasy dwutlenku węgla odpowiadające atmosferze o ciśnieniu 500 mbar (50 mbar dwutlenku węgla w czapach polarnych i 444 mbar w regolicie) - oraz Marsa „bogatego", mającego całkowite zapasy, które odpowiadają atmosferze o ciśnieniu 1000 mbar dwutlenku węgla (100 mbar dwutlenku węgla w czapach polarnych i 894 mbar w regolicie). Pamiętajmy, że dla innych wartości temperatury desorpcji podwyższenie temperatury regolitu w wyniku stosowania sztucznych metod wywoływania efektu cieplarnianego miało istotne znaczenie dla ostatecznego stanu atmosfery. Zależność ta obowiązuje również teraz, gdy badamy sytuację przy założeniu niestosowania sztucznych metod wywoływania efektu cieplarnianego po początkowym uwolnieniu gazu z czap polarnych oraz ciągłego stosowania sztucznych metod wywoływania efektu cieplarnianego, zapewniających utrzymanie temperatury regolitu wyższej od osiągniętej Równowagowe maksymalne temperatury pór roku (średnie dobowe) przy wysokości zasobów substancji lotnych odpowiadających atmosferze CO2 o ciśnieniu 1000 mbar, nie licząc 100 mbar dwutlenku węgla uwolnionego z czap polarnych. W wyniku naturalnego wydzielenia dwutlenku węgla o 5, 10 i 20 K. Z rysunku 9.5 wynika na przykład, że przy założeniu temperatury desorpcji w wysokości 40 K, sztuczne utrzymywanie temperatury atmosfery na poziomie 20 K powoduje całkowite podniesienie temperatury o ponad 40 K. Ponadto widzimy, że w przypadku długotrwałego stosowania sztucznych metod wywoływania efektu cieplarnianego, podnoszących średnią temperaturę o 20 K ponad poziom osiągnięty w wyniku naturalnych procesów wydzielania dwutlenku węgla, nawet przy pesymistycznym założeniu temperatury desorpcji (Td = 40 K) realne jest otrzymanie gęstej atmosfery i pożądanych wartości ciśnienia.
Z rozważań tych wypływa ważny wniosek: choć ostateczne warunki panujące na terraformowanym Marsie bardzo istotnie zależą od nieznanej wielkości energii potrzebnej do uwolnienia dwutlenku węgla z regolitu (Td), to jeszcze bardziej zależą one od poziomu sztucznie wywołanego efektu cieplarnianego. Można po prostu powiedzieć, że osiągnięte ostatecznie warunki układu atmosfera/regolit są zależne od ludzkiego działania. Sztuczne utrzymywanie temperatury powyżej powstałej w wyniku naturalnego wydzielania dwutlenku węgla pozwala oswobodzić się z ograniczeń narzucanych przez nawet skrajnie niekorzystne wartości Td.
Jak szybko z regolitu wydobędzie się atmosfera?
Dotychczas analizowaliśmy ostateczne warunki, osiągnięte po wyparowaniu całego dwutlenku węgla z okolic biegunów oraz po uwolnieniu go z regolitu. Czapy polarne będą szybko wydzielać dwutlenek węgla, natomiast proces wydobywania adsorbowanego dwutlenku węgla z regolitu, zwłaszcza z głębszych warstw, potrwa nieco dłużej. Dla sensowności terraformowania kluczowe znaczenie ma więc tempo wydzielania dwutlenku węgla z regolitu. Gdyby uwolnienie potrzebnych ilości gazu miało trwać na przykład 100 milionów lat, nasze rozważania miałyby czysto akademicki charakter.
Tempo wydobywania się gazu z regolitu będzie bezpośrednio zależne od prędkości, z jaką rosnąca temperatura „wnika" w głąb marsjańskiej ziemi. Niezłe oszacowanie dostaniemy zakładając, że regolit w dużym stopniu przypomina suchą, ziemską glebę, być może zawierającą trochę wymieszanego lodu. Prędkość propagacji wzrostu temperatury określają prawa przewodnictwa cieplnego. Równania opisujące przewodnictwo cieplne mówią nam, że czas potrzebny na to, by w wybranym miejscu wewnątrz ośrodka temperatura wzrosła o odpowiednią wartość, jest proporcjonalny do kwadratu odległości. Wykorzystując dane dla suchych gleb na Ziemi, możemy stwierdzić, że w przypadku Marsa prędkość wnikania ciepła wynosić będzie około 16 m2 rocznie. Potrzebna nam jest również szacunkowa wartość ilości gazu zawartego w regolicie. Po schłodzeniu mineralnego zeolitu do marsjańskiej temperatury i wystawieniu na kontakt z dwutlenkiem węgla okazuje się, że zeolit absorbuje tyle dwutlenku węgla, że stanowi on potem 20% wagi stałego zeolitu. Marsjański regolit nie składa się z zeolitu, najprawdopodobniej jednak zawiera sporo nie tak bardzo różniących się od zeolitu minerałów ilastych. Przyjmijmy zatem następujące wartości charakteryzujące marsjański regolit: stopień nasycenia regolitu dwutlenkiem węgla wynosi 5%, a luźny materiał powierzchniowy ma średnią gęstość mniej więcej 2,5 tony na metr sześcienny. Gdyby wartości te odpowiadały rzeczywistym, aby uzyskać atmosferę o ciśnieniu 1000 mbar (czyli l bar lub 1000 hPa, wartość ziemskiego ciśnienia atmosferycznego na poziomie morza), trzeba by doprowadzić do wydzielania gazu z warstw regolitu do głębokości 200 m. Powiedzmy, że sztucznie wywołaliśmy wzrost temperatury na powierzchni o 10 K, pozwalający na emisję większości gazów uwięzionych w regolicie. Ten wzrost temperatury będzie następnie wnikał w głąb gleby z prędkością podaną w tabeli
Widzimy, że choć długo trzeba czekać na dotarcie ciepła na duże głębokości, stosunkowo szybko wyższa temperatura zapanuje na umiarkowanych głębokościach. Wprawdzie otrzymanie atmosfery o zakładanym ciśnieniu 1000 mbar w wyniku wydzielania się gazów z warstwy regolitu grubości 100 m może potrwać tysiące lat, jednak tylko kilkadziesiąt lat potrzeba na uzyskanie z regolitu pierwszych 100 mbar.
Gdy już większe obszary Marsa osiągną temperaturę wyższą od temperatury zamarzania wody, przynajmniej podczas cieplejszych pór roku, rozpocznie się proces topnienia wody wmarzniętej w regolit jako wieczna zmarzlina. Woda zacznie płynąć wyschniętymi korytami rzecznymi. Para wodna również stanowi gaz, wywołujący efekt cieplarniany, a na Marsie w zaistniałych warunkach prężność pary wodnej znacznie wzrośnie. Zatem powtórne pojawienie się ciekłej wody na powierzchni Marsa będzie jednym z wielu czynników przyspieszających globalne ocieplenie planety. Występowanie ciekłej wody, przynajmniej podczas cieplejszych pór roku, jest fundamentalnym wymogiem powstania pierwszych naturalnych ekosystemów na powierzchni Czerwonej Planety.
Dysponujemy niepełną wiedzą na temat dynamiki procesu emisji gazu z regolitu; ponadto wielkość całkowitych zasobów dwutlenku węgla poznamy dopiero wtedy, gdy pierwsi ludzie na Marsie przeprowadzą szczegółową ocenę sytuacji. Dlatego przedstawione wyniki należy uważać za przybliżone i tymczasowe. Mimo to sprzężenie zwrotne, wynikające z wywołania efektu cieplarnianego przez naturalne procesy wydzielania dwutlenku węgla, znacznie ogranicza zakres działań potrzebnych do terraformowania planety. Ponieważ ilość gazów cieplarnianych koniecznych do ogrzania planety jest z grubsza proporcjonalna do kwadratu zakładanego wzrostu temperatury, spowodowanie na Marsie galopującego efektu cieplarnianego przy sztucznym podwyższeniu temperatury o 10 K wymaga jedynie 4% działań kierowanych przez człowieka w porównaniu z koniecznością podniesienia temperatury o całe 50 K (do osiągnięcia przez podzwrotnikowe obszary Marsa temperatury wyższej od temperatury zamarzania wody) sztucznymi, siłowymi metodami. Zajmiemy się teraz kwestią sztucznego wywołania wzrostu temperatury o 10 K.
Metody globalnego ocieplenia Czerwonej Planety
Najbardziej obiecujące wydają się następujące trzy metody wywołania wzrostu temperatury (potrzebnego do zapoczątkowania galopującego efektu cieplarnianego): umieszczenie na orbicie zwierciadeł zmieniających bilans cieplny bieguna południowego (co spowoduje parowanie zasobów dwutlenku węgla); masowa produkcja freonów w zakładach przemysłowych na powierzchni Marsa i ich emisja do atmosfery; oraz, po trzecie, utworzenie na dużych obszarach Marsa ekosystemów bakterii, przyczyniających się do globalnego ocieplenia poprzez wytwarzanie silnych, naturalnych gazów cieplarnianych, m.in. amoniaku i metanu. Rozważymy wszystkie trzy możliwości, przekonamy się jednak, że stosując w tym samym czasie kombinację rozmaitych metod osiągniemy lepsze wyniki, niż gdybyśmy użyli wyłącznie jednej metody.3
Lustra na orbicie
Produkcja luster, przystosowanych do przebywania w przestrzeni kosmicznej i zdolnych wywołać ocieplenie całej powierzchni Czerwonej Planety do ziemskich temperatur, teoretycznie jest możliwa, choć stawia wyzwania technologiczne, wykraczające daleko poza zakres niniejszej książki. Prościej będzie zbudować skromniejszą wersję: lustro zdolne ogrzać wybrany obszar Marsa o parę stopni. Wyniki przedstawione na rysunku 9.1. świadczą o tym, że ogrzanie okolic bieguna południowego o 4 K powinno wywołać parowanie tamtejszych zasobów zamarzniętego dwutlenku węgla. Biorąc pod uwagę wielkość energii słonecznej, potrzebną do podniesienia temperatury obszaru o określoną liczbę stopni ponad biegunową temperaturę 150 K, wnioskujemy, że znajdujące się w przestrzeni kosmicznej lustro o promieniu 125 km odbijałoby dość światła słonecznego, by ogrzać cały obszar na południe od równoleżnika 70° południowej szerokości areograficznej o 5 K (więcej niż trzeba). Statek z lustrem, wykonanym z aluminiowanego mylaru (podobnego typu, co materiał na żagle słoneczne) o gęstości 4 ton na km2, miałby masę 200 tysięcy ton. Po ziemskich oceanach pływa wiele równie masywnych statków. Jeśli jednak rozmiary konstrukcji przeszkodzą w bezpośrednim starcie z Ziemi, a będą opracowane technologie produkcyjne przystosowane do przestrzeni kosmicznej, należy poważnie wziąć pod uwagę możliwość wybudowania lustra w otwartej przestrzeni, z wykorzystaniem materiałów pochodzących z planetoidy bądź marsjańskiego księżyca. Na obróbkę materiałów podczas budowy podobnego zwierciadła potrzeba by około 120 megawatolat energii elektrycznej, ilości bez trudu dostarczanej przez zestaw 5 MW reaktorów jądrowych, stosowanych na załogowych statkach kosmicznych z jądrowym napędem elektrycznym (NEP).
Ciekawe, że w pobliżu Marsa odpowiednio zbudowane lustro wcale nie będzie musiało krążyć po orbicie, gdyż siłę grawitacji planety zrównoważy ciśnienie światła słonecznego. Urządzenie statycznie unosiłoby się nad Czerwoną Planetą, nieprzerwanie skupiając promienie słoneczne na obszarze biegunowym.4 Zakładając podaną gęstość materiału, obliczamy, że lustro powinno znajdować się na wysokości 214 tysięcy km. Pomysł wykorzystania zwierciadła wiszącego statycznie nad powierzchnią Marsa jest zilustrowany na rysunku 9.8, natomiast rysunek 9.9 przedstawia krzywą wielkości lustra potrzebnej do rozgrzania wybranych obszarów biegunowych planety.
Słońce
Żagle, statycznie unoszące się na wysokości 214 tysięcy km nad powierzchnią Marsa, wykonane z materiału o gęstości 4 ton/km2, utrzymują lustro w miejscu dzięki ciśnieniu padającego światła słonecznego. Rezygnacja z niewielkiej części światła pozwala uniknąć rzucania cienia.
Jeśli temperatura desorpcji (Td) nie przekracza 20 K, to, być może, sam dwutlenek węgla wydzielony z czap polarnych wystarczy, by spowodować emisję dwutlenku węgla z regolitu i zapoczątkować galopujący efekt cieplarniany. Skoro jednak, jak przypuszczamy, Td przekracza 20 K, zadanie stworzenia grubej atmosfery o odpowiednio wysokim ciśnieniu będzie wymagać wprowadzenia do atmosfery Marsa gazów silnie wywołujących efekt cieplarniany, które wymuszą globalne ocieplenie planety.
Produkcja freonów na Marsie
Najprostszy sposób na podniesienie marsjańskiej temperatury to zbudowanie i uruchomienie na Czerwonej Planecie fabryk wytwarzających i wprowadzających do atmosfery najsilniejsze znane człowiekowi gazy cieplarniane - chlorowcowe pochodne węglowodorów, zwane freonami, powszechnie obarczane winą za groźne narastanie efektu cieplarnianego na Ziemi oraz kurczenie się warstwy ozonowej. Jednak stosowanie odpowiednich, starannie wybranych i nie zawierających chloru freonów pozwoli wytworzyć w marsjańskiej atmosferze ozonową warstwę, osłaniającą planetę przed promieniowaniem nadfioletowym. Dobrym kandydatem jest perfluorometan, CF4, który ponadto ma bardzo długi czas życia w górnych warstwach ziemskiej atmosfery (w niezmienionej postaci pozostaje przez ponad 10 tysięcy lat). Tabela 9.2 podaje ilości freonów konieczne do wywołania określonego wzrostu temperatury na Marsie oraz wielkość energii, zużywanej do wytworzenia temperatury na biegunie [K]
Umieszczone na słonecznych żaglowcach lustra o promieniu rzędu 100 km i masie rzędu 200 tysięcy ton mogą podnieść temperaturę na biegunie o 5 K, co spowoduje wydzielanie się gazowego dwutlenku węgla z południowej czapy polarnej. Niewykluczone, że tego rodzaju lustra będą budowane w przestrzeni kosmicznej.
Wytwarzania wybranych freonów przez okres 20 lat. W przypadku gazu, którego czas życia w atmosferze wynosi 100 lat, do podtrzymania gęstości powstałej warstwy freonów trzeba będzie dalej zużywać moc sięgającą jednej piątej wartości podanej w tabeli. Podobne zużycie energii wiąże się z prowadzeniem szeroko zakrojonej działalności przemysłowej, wymagającej pracy na powierzchni Marsa paru tysięcy osób wytwarzających codziennie cały pociąg wzbogaconego materiału. Konieczne byłoby dostarczanie 5000 MW energii elektrycznej, ilości odpowiadającej współczesnemu zużyciu dużego amerykańskiego miasta wielkości Chicago. Program wymagałby funduszy idących w setki miliardów dolarów, biorąc jednak pod uwagę wszystkie czynniki, widzimy, że w połowie XXI wieku podobna operacja powinna być zupełnie realna.
Wysiłek wiążący się terraformowaniem Marsa zostanie istotnie ograniczony, jeżeli skorzystamy ze wsparcia biologicznych pomocników. Twórcą biologicznego podejścia do terraformowa-nia jest Carl Sagan, zajmujący się tym problemem od lat sześćdziesiątych, gdy zasugerował, że planeta Wenus mogłaby nieco bardziej nadawać się do zamieszkania, gdyby udało się złagodzić tamtejszy, istnie piekielny efekt cieplarniany poprzez wprowadzenie do atmosfery gatunków glonów „pożerających" dwutlenek węgla.5 Pomysł ten najprawdopodobniej nigdy nie doczeka się realizacji. Późniejsze badania dotyczące terraformowania Marsa, prowadzone przez Carla Sagana i jego współpracownika Jamesa Pollacka, wykazały, że istnieją gatunki bakterii, których metabolizm mógłby spowodować, że azot i woda przekształcałyby się w amoniak.6 Na Marsie azot, w niewielkich ilościach obecny w atmosferze, występuje również w postaci pokładów azotanów wewnątrz regolitu. Jeszcze inne bakterie potrafią wytwarzać metan z wody i dwutlenku węgla. Wprawdzie amoniak i metan nie dorównują freonom, wywołują jednak efekt cieplarniany z wydajnością tysiące razy wyższą (porównując ilość cząsteczek) niż dwutlenek węgla. Po zapoczątkowaniu - wskutek użycia luster ogrzewających czapy polarne lub produkcji freonów - efektu cieplarnianego, powodującego pojawienie się ciekłej wody, być może uda się stworzyć na powierzchni planety bakteryjne ekosystemy, które, wytwarzając duże ilości amoniaku i metanu, bardzo przyczyniłyby się do zwiększenia tempa procesu terraformowania. Konsekwencją pokrycia 1% powierzchni Marsa odpowiednimi bakteriami (zakładając wydajność przekształcania energii światła słonecznego w energię wiązań chemicznych na poziomie 0,1%) byłoby wprowadzanie do atmosfery około miliarda ton metanu i amoniaku rocznie. W ciągu trzydziestu lat gazy te ogrzałyby planetę o 10 K.
Przy okazji amoniak i metan będą chronić marsjańską powierzchnię przed słonecznym promieniowaniem nadfioletowym. Podczas tego procesu cząsteczki metanu i amoniaku - których średni czas życia w atmosferze wynosi kilkadziesiąt lat - będą stale niszczone, jednak nieprzerwanie trwać będzie także ich produkcja przez bakterie. Poza tym ocieplenie klimatu i wydzielanie się gazowego dwutlenku węgla z regolitu prowadzić będą do pogrubienia warstwy ozonowej, chroniącej przed promieniowaniem nadfioletowym powierzchnię planety, jak również niższą warstwę gazów cieplarnianych, metanu i amoniaku. (Do powstawania ozonu przyczynia się dwutlenek węgla. Obecnie Mars ma warstwę ozonu grubości 1/60 ziemskiej warstwy, całkiem nieźle, wziąwszy pod uwagę, że grubość marsjańskiej atmosfery wynosi 1/120 grubości atmosfery ziemskiej).
Przy stosowaniu łącznie przedstawionych metod, w ciągu kilkudziesięciu lat będzie możliwa zmiana suchej i mroźnej Czerwonej Planety w miejsce stosunkowo ciepłe i wilgotne, pozwalające na podtrzymywanie życia. Wprawdzie na terraformowanym Marsie ludzie nie mogliby oddychać atmosferą, odpadłaby jednak konieczność poruszania się w skafandrach kosmicznych. Podróże po powierzchni planety można by odbywać w normalnych ubraniach, zakładając jedynie prosty aparat do oddychania typu akwalung. Zewnętrzne ciśnienie atmosferyczne wzrośnie do poziomu tolerowanego przez ludzi, umożliwiając zorganizowanie ogromnych, osłoniętych wielkimi kopułami, przestrzeni mieszkalnych, wypełnionych powietrzem nadającym się do oddychania. (Kopuły będą mogły osiągać bardzo duże rozmiary, gdyż zniknie różnica ciśnień pomiędzy wnętrzem kopuły a środowiskiem zewnętrznym, która na etapie budowy bazy powodowała szereg ograniczeń konstrukcyjnych). W marsjańskim środowisku, obfitującym w dwutlenek węgla, zimnotrwałe gatunki roślin zaczną stopniowo pokrywać kolejne obszary planety. Po kilkuset latach wyprodukowany przez nie tlen osiągnie w atmosferze stężenie pozwalające oddychać, udostępniając w ten sposób powierzchnię Marsa wyżej rozwiniętym roślinom i coraz liczniejszym zwierzętom. Jednocześnie spadnie zawartość dwutlenku węgla, co spowoduje ochłodzenie klimatu. Można temu zapobiec, wprowadzając do atmosfery gazy cieplarniane tak dobrane, by zatrzymywały promieniowanie podczerwone o częstościach dotąd blokowanych w atmosferze przez dwutlenek węgla. Należycie kontynuowany proces ocieplania marsjańskiego klimatu z pewnością doprowadzi do sytuacji, gdy na powierzchni Czerwonej Planety przestaną być potrzebne kopuły osłaniające konstrukcje mieszkalne.
Ożywienie hydrosfery
Początki terraformowania Marsa - ocieplenie planety i pogrubienie atmosfery - wiążą się z użyciem zaskakująco prostych metod: miejscowej produkcji chlorowcowych pochodnych węglowodorów (freonów), wspomaganej przez pożyteczne bakterie. Otrzymane w wyniku tych procesów atmosferyczne zawartości tlenu i azotu byłyby jednak zbyt niskie dla wielu gatunków roślin, a Czerwona Planeta pozostałaby miejscem stosunkowo suchym, gdyż topnienie marsjańskich lodów i zmarzliny z głębokich warstw gleby trwałoby setki lat. Podczas drugiego etapu terraformowania uaktywniona zostanie hydrosfera Marsa, skład atmosfery zacznie nadawać się do oddychania dla wyżej rozwiniętych roślin i prymitywnych zwierząt. Postępujący wzrost temperatury przyda znaczenia wytwarzaniu w przestrzeni kosmicznej dużych zwierciadeł skupiających promienie słoneczne.
Niewykluczone, że w wyniku stosowania orbitalnych luster bardzo prędko dojdzie do ożywienia hydrosfery. Omawiane wcześniej zwierciadło o promieniu 125 km, przeznaczone pierwotnie do pobudzenia wydzielania się gazów z czap polarnych, można użyć na przykład do ogrzania znacznie mniejszych obszarów, uzyskując moc 27 TW (terawatów; jeden terawat jest równy milionowi megawatów). Dysponując taką mocą, ludzie będą mogli tworzyć jeziora zasilane topniejącym lodem: 27 TW wystarczy, by stopić 3 biliony ton lodu rocznie (ilość mieszcząca się wewnątrz jeziora o długości 200 km i głębokości 75 m). Pojedyncze zwierciadło pozwoli szybko wydobywać z gleby duże ilości uwięzionej w postaci wiecznej zmarzliny wody i kierować je do nowo powstałych marsjańskich ekosystemów. W miarę jak ciekła woda coraz szybciej i obficiej będzie krążyć w środowisku, nabiorą tempa procesy rozkładania pokładów azotanów w wyniku działania bakterii denitryfikacyjnych oraz rozprzestrzeniania się roślin po powierzchni planety. W konsekwencji wzrośnie atmosferyczna zawartość azotu i tlenu. Skutkiem aktywizacji hydrosfery będzie zniszczenie obecnych w marsjańskim regolicie związków o właściwościach utleniających (dzięki eksperymentom przeprowadzonym przez Vikingi wiemy, że w obecności wody są one nietrwałe) oraz wprowadzenie do atmosfery kolejnych partii tlenu. Choć technologia budowy kosmicznych luster będzie wymagać aż nazbyt majestatycznych metod, trudno przecenić korzyści dla procesu terraformowania, wynikające z władania mocą dziesiątek terawatów w postaci kontrolowanej wiązki promieni słonecznych.
Nasycanie planety tlenem
Wytworzenie atmosferycznego tlenu w ilościach wystarczających dla rozwoju życia zwierzęcego stanowić będzie najbardziej wymagający pod względem technologicznym aspekt terraformowania Marsa. Bakterie i proste organizmy roślinne przetrwają w atmosferze beztlenowej, ale wyżej rozwinięte rośliny potrzebują zawartości atmosferycznego tlenu na poziomie przynajmniej l mbar, ludzie zaś - 120 mbar. Wprawdzie w marsjańskim regolicie występują ponadtlenki i azotany, które po podgrzaniu, teoretycznie, wydzielą do atmosfery tlen i azot w postaci gazowej. Niestety, w tym celu konieczne byłoby dostarczenie niewyobrażalnych ilości energii, sięgających 2200 terawatolat na każdy uzyskany milibar. Podobnych ilości energii potrzebują rośliny, by wytwarzać tlen z dwutlenku węgla, jednak podstawową zaletą roślin jest ich samodzielne rozprzestrzenianie się na planecie. Produkcja tlenu na Marsie dzieli się zatem na dwa etapy. Najpierw trzeba będzie użyć metod siłowych, wspomaganych przez pierwsze cyjanobakterie i inne prymitywne organizmy roślinne, w celu uzyskania minimalnej zawartości tlenu w atmosferze (rzędu l mbar), umożliwiającej przyjęcie i rozprzestrzenienie się na powierzchni Marsa wyżej rozwiniętych gatunków roślin. Dysponując trzema znajdującymi się na orbicie lustrami o promieniach 125 km oraz zakładając występowanie na Marsie dostatecznych ilości odpowiednich substancji, pierwszy etap będzie można zrealizować w ciągu mniej więcej 25 lat. Alternatywne podejście zakłada wykorzystanie fotosyntetyzujących bakterii, które po stu latach wzbogaciłyby atmosferę o l mbar tlenu. W każdym razie, gdy już uda się zgromadzić początkową, minimalną ilość tlenu atmosferycznego, a pogrubiona warstwa dwutlenku węgla wywierać będzie wyższe ciśnienie i ograniczać padające na powierzchnię promieniowanie kosmiczne, oraz gdy po powierzchni planety płynąć będą większe ilości wody, nadejdzie odpowiedni moment, by wprowadzić na Marsa genetycznie zmodyfikowane rośliny. Powinny być przystosowane do przetrwania w warunkach marsjańskiego regolitu oraz przeprowadzania fotosyntezy z wysoką wydajnością; towarzyszyć im będą pozostające z nimi w symbiozie bakterie. Przyjmując, że rośliny te w ciągu kilkudziesięciu lat pokryją całą powierzchnię planety, oraz że - w wyniku modyfikacji kodu genetycznego -będą dokonywać fotosyntezy z wydajnością 1% (jest to wysoka wydajność, lecz spotykana wśród ziemskich roślin), wytworzą
tlen w ilościach odpowiadających źródłu mocy 200 TW. Metody biologiczne - łącznie z wykorzystaniem 90 TW mocy kosmicznych zwierciadeł oraz systemem energetycznym, znajdującym się w ludzkich bazach na powierzchni Marsa, dostarczającym 10 TW (obecnie ludzkość wytwarza na Ziemi w przybliżeniu 13 TW) pozwolą w ciągu 900 lat uzyskać zasoby tlenu atmosferycznego o ciśnieniu 120 mbar, wystarczającym, by ludzie oraz wyżej rozwinięte zwierzęta mogły przetrwać w otwartej przestrzeni. Istotne skrócenie tego okresu może być konsekwencją budowy jeszcze potężniejszych elektrowni, uzyskania roślin wydajniej fotosyntetyzujących (lub nawet prawdziwych maszyn fotosyntetyzujących, zdolnych do samodzielnego namnażania). Sądzę, że perspektywa przyspieszenia procesu nasycania tlenem marsjańskiej atmosfery będzie stanowić czynnik wywierający bardzo silną presję na opracowanie potrzebnych technologii. Zaznaczam, że również wykorzystywana na większą skalę technologia kontrolowanej syntezy termojądrowej może przyspieszyć proces terraformowania, a jednocześnie ułatwić załogowy transport międzyplanetarny. Gdyby terraformowanie Marsa zaowocowało równie przydatnymi efektami ubocznymi, może się okazać, że realizacja programu przekształcania Czerwonej Planety otwiera przed ludzkością całe miriady światów nadających się do zamieszkania.
Dar dla przyszłości
A świadczy o tym świat nowo stworzony, Drugie niebiosa, bliskie bram niebieskich, Na czystym morzu z kryształu wzniesione, Którego obszar jest niemal bezmierny, A gwiazdy liczne i każda być może Mieszkaniem czyimś; [ ... ]Urzeczywistnienie marzeń o przekształceniu Czerwonej Planety wymaga jednak ludzkiej obecności, pozwalającej zbadać Marsa i poznać metody eksploatacji miejscowych zasobów. Z pewnością gra warta jest świeczki - zwłaszcza że stawką jest cały świat.
W pewnym sensie rozważania o terraformowaniu Marsa prowadzą nas do punktu wyjścia. Czy należymy do najwyższej klasy bytów zamieszkujących Wszechświat, czy też nasza pozycja jest niższa? Kepler dowiódł, że prawa rządzące kosmosem mogą zostać zrozumiane przez ludzki umysł. Wysłanie na Marsa pierwszych astronautów świadczyć będzie o osiągalno-ści pozaziemskich światów. Gdyby jednak udało się terrafor-mować Czerwoną Planetę, znaczyłoby to, że światy w kosmosie poddają się działaniu rozumnej ludzkiej woli.
Mars ma szansę stać się drugim domem nie tylko dla człowieka i „ryb morskich, ptactwa powietrznego, bydła i wszystkich zwierząt pełzających po ziemi"7, lecz także dla wielu wciąż nie narodzonych gatunków. Nowy świat przyczynia się do powstawania nowych form życia, dlatego na zmienionych obszarach terraformowanego Marsa przywiezione z Ziemi życie zacznie ewoluować i rozmnażać się, tworząc nowe gatunki, nieznane i różnorodne.
Terraformowanie Marsa stanowi cudowne dziedzictwo dla przyszłych pokoleń - nie tylko nowy świat dla rozwoju życia i cywilizacji, lecz także przykład, co potrafią osiągnąć ludzie obdarzeni rozumem i odwagą, gdy kierują się porywającą wizją i wyznawanymi ideałami. Ludzie nigdy nie staną się bogami. Jeżeli jednak gatunek ludzki potrafi terraformować Marsa, oznaczać to będzie, że ludzie przewyższają zwierzęta i że noszą w sobie wyjątkową, zasługującą na szacunek boską iskrę. Wszyscy będziemy dumni, przyglądając się przekształconemu Marsowi. Historia terraformowania zainspiruje do podejmowania podobnych wyzwań i realizacji kolejnych zadań wiodących ludzkość ku gwiazdom.
7 Nawiązanie do cytatu z Księgi Rodzaju, Rdz 26 (przyp. red.)gdzie Tśr jest średnią temperaturą na planecie, wyrażoną w kel-winach, S strumieniem promieniowania słonecznego, przy czym przyjmujemy, że obecnie S = l, natomiast P to ciśnienie atmosferyczne na Marsie na średniej wysokości powierzchni planety, wyrażone w barach. (Dla mieszkańców równin zwykłe ciśnienie atmosferyczne wynosi l bar, co odpowiada 1000 hPa lub 14,7 funta na cal kwadratowy. Tak dziwna jednostka została przyjęta za normę z powodu wpływów, posiadanych przez ludzi, którzy żyli w pobliżu cuchnących bagien w okolicy najważniejszych stolic świata - Waszyngtonu, Londynu i Paryża).
Ponieważ atmosfera jest efektywnym środkiem transportu ciepła między biegunami a obszarami podzwrotnikowymi, przyjęliśmy z Chrisem McKayem następujące równanie:
Równania (l)-(4) przedstawiają temperaturę panującą na Marsie w funkcji ciśnienia dwutlenku węgla. Jak już jednak wspomnieliśmy, na Marsie ciśnienie dwutlenku węgla samo jest funkcją temperatury. Czerwona Planeta ma zasoby dwutlenku węgla trojakiego rodzaju: atmosferyczny dwutlenek węgla, czapy polarne, zawierające zamarznięty dwutlenek węgla, oraz dwutlenek węgla adsorbowany przez regolit. Oddziaływanie atmosferycznego dwutlenku węgla z zasobami w okolicach biegunowych jest należycie wyjaśnione: określone przez zależność prężności pary nasyconej dwutlenku węgla i temperatury na biegunach. Wartość tę otrzymujemy dzięki znajomości krzywej prężności pary dwutlenku węgla, która ma w przybliżeniu następującą postać:
Dopóki dwutlenek węgla jest obecny i w atmosferze, i w czapach polarnych, równanie (5) dokładnie określa, jak ciśnienie atmosferyczne dwutlenku węgla zależy od temperatury na biegunach. Gdy jednak wzrost temperatury na biegunach osiągnie punkt, w którym prężność pary znacznie przewyższa wartość uzyskaną dzięki masie zasobów w okolicy biegunów (pomiędzy 50 a 100 mbar), czapy polarne znikną, a atmosfera zacznie podlegać prawom rządzącym zasobami dwutlenku węgla w regolicie.
Szczegółowa postać zależności między zasobami wewnątrz regolitu, atmosferą i temperaturą pozostaje nie znana. McKay8 zaproponował następującą funkcję:
Wywołało panujące na Marsie warunki, a Td - charakterystycznym przyrostem temperatury, koniecznym do rozpoczęcia wydzielania gazów z regolitu (temperaturą desorpcji). Zasadniczo równanie (6) stanowi wariant dobrze znanego prawa, opisującego zmianę położenia równowagi chemicznej w funkcji temperatury; dlatego możemy śmiało uważać, że ogólna postać równania jest poprawna. Z kolei wartość Td nie jest znana i z pewnością taką pozostanie do czasu pierwszych załogowych wypraw na Marsa. Skoro nie znamy wartości Td, przeanalizujemy zagadnienie, zmieniając Td w przedziale 15-40 K (im niższa wartość Td, tym łatwiejsze będzie terraformowanie). Następnie wykorzystujemy globalny rozkład temperatury, opisywany równaniem (4), do scałkowania równania (6) po całej powierzchni planety - w rezultacie uzyskujemy globalną wartość „ciśnienia regolitu". Otrzymujemy całkiem niezłe przybliżenie ąuasi-dwuwymiarowego problemu równowagi układu atmosfera/regolit, gdzie większość adsorbowanego dwutlenku węgla koncentruje się na zimniejszych obszarach planety. Z tego powodu w naszym modelu lokalne (w sensie szerokości areograficznej) zmiany temperatury, zwłaszcza na obszarach okołobiegunowych, mogą - jako zmiany średniej temperatury na planecie - istotnie zaważyć na oddziaływaniu układu atmosfera/regolit. Wyniki otrzymane dzięki temu modelowi, przedstawione graficznie na rysunkach w niniejszym rozdziale, pozwalają sądzić, że terraformowanie Marsa jest wykonalne.
______________________________________________________________________________
Ciekawe i możliwe 
Post został pochwalony 0 razy |
|
|
FAQ
Szukaj
Użytkownicy
Grupy
Galerie
Rejestracja
Zaloguj się, by sprawdzić wiadomości
Zaloguj
