سطح المريخ

يُعدّ دراسة خصائص السطح (أو خصائص السطح وعملياته ^{[ 1 ]} ) فرعًا واسعًا من علوم المريخ ، إذ يُعنى بدراسة طبيعة المواد المُكوّنة لسطح المريخ . وقد تطورت هذه الدراسة من تقنيات التلسكوب والاستشعار عن بُعد التي طوّرها علماء الفلك لدراسة أسطح الكواكب. ومع ذلك، فقد أصبحت بشكل متزايد فرعًا من فروع الجيولوجيا، مع تحسّن دقة وقدرات الأجهزة التي توفرها المركبات الفضائية الآلية باستمرار. وباستخدام خصائص مثل اللون، والبياض، والقصور الحراري، وأدوات تحليلية مثل مطيافية الانعكاس والرادار ، يتمكن العلماء من دراسة التركيب الكيميائي والفيزيائي (مثل أحجام الحبيبات، وخشونة السطح، ووفرة الصخور) لسطح المريخ. وتساعد البيانات الناتجة العلماء على فهم التركيب المعدني للكوكب وطبيعة العمليات الجيولوجية التي تحدث على سطحه. تمثل الطبقة السطحية للمريخ جزءًا صغيرًا من الحجم الكلي للكوكب، إلا أنها تلعب دورًا هامًا في تاريخه الجيولوجي. ^{[ 2 ]} كما يُعدّ فهم الخصائص الفيزيائية للسطح بالغ الأهمية في تحديد مواقع هبوط آمنة للمركبات الفضائية. ^{[ 3 ]}

كغيره من الكواكب، يعكس المريخ جزءًا من ضوء الشمس الذي يتلقاه. تُعرف نسبة ضوء الشمس المنعكسة بمعامل الانعكاس (الألبيدو) ، وتتراوح قيمته من صفر لجسم لا يعكس ضوء الشمس إلى 1.0 لجسم يعكس كل ضوء الشمس. وتختلف قيم معامل الانعكاس باختلاف أجزاء سطح الكوكب (وغلافه الجوي) تبعًا لطبيعته الكيميائية والفيزيائية.

لا يمكن رؤية أي تضاريس على سطح المريخ من التلسكوبات الأرضية. المناطق الساطعة والعلامات الداكنة على خرائط المريخ قبل عصر رحلات الفضاء هي جميعها سمات بياضية. (انظر: السمات البياضية الكلاسيكية على المريخ ). وهي لا ترتبط كثيرًا بالتضاريس. تبرز العلامات الداكنة بوضوح في حزام عريض يمتد من خط عرض 0° إلى 40° جنوبًا. مع ذلك، فإن أبرز علامة داكنة، وهي سهل سيرتيس ماجور بلانوم ، تقع في نصف الكرة الشمالي، خارج هذا الحزام. ^{[ 4 ]} تُعد سمة البياض الكلاسيكية ماري أسيداليوم ( سهل أسيداليا ) منطقة داكنة بارزة أخرى تقع شمال الحزام الرئيسي. تشمل المناطق الساطعة، باستثناء القطبين والسحب العابرة، هيلاس ، وثارسيس ، وأرابيا تيرا . من المعروف الآن أن المناطق الساطعة هي مواقع يغطيها غبار ناعم على السطح. تمثل العلامات الداكنة مناطق جرفتها الرياح من الغبار، تاركةً وراءها طبقة من المواد الصخرية الداكنة. يتوافق اللون الداكن مع وجود الصخور المافية ، مثل البازلت .

يتغير بياض سطح المريخ عادةً بتغير طول موجة الضوء الساقط عليه. يعكس المريخ القليل من الضوء عند الطرف الأزرق من الطيف ، ولكنه يعكس الكثير عند اللون الأحمر والأطوال الموجية الأعلى. لهذا السبب يبدو المريخ باللون البرتقالي المحمر المألوف للعين المجردة. لكن الملاحظات الدقيقة تكشف عن نطاق دقيق من الألوان على سطح المريخ. توفر اختلافات الألوان أدلة على تكوين مواد السطح. المناطق الساطعة ذات لون مغرة حمراء ، والمناطق الداكنة تبدو رمادية داكنة. يوجد نوع ثالث من المناطق، متوسط ​​اللون والبياض، ويُعتقد أنه يمثل مناطق تحتوي على مزيج من مواد المناطق الساطعة والداكنة. ^{[ 5 ]} يمكن تقسيم المناطق الرمادية الداكنة إلى مناطق أكثر احمرارًا وأخرى أقل احمرارًا. ^{[ 6 ]}

يُعدّ التحليل الطيفي الانعكاسي تقنيةً لقياس كمية ضوء الشمس الممتص أو المنعكس من سطح المريخ عند أطوال موجية محددة. تمثل الأطياف مزيجًا من أطياف المعادن الفردية على السطح، بالإضافة إلى مساهمات من خطوط الامتصاص في الطيف الشمسي والغلاف الجوي للمريخ. من خلال فصل كل مساهمة من هذه المساهمات، يستطيع العلماء مقارنة الأطياف الناتجة بأطياف مختبرية لمعادن معروفة لتحديد الهوية المحتملة ووفرة المعادن الفردية على السطح. ^{[ 7 ] [ 8 ]}

باستخدام هذه التقنية، عرف العلماء منذ زمن طويل أن المناطق ذات اللون المغري الفاتح ربما تحتوي على كميات وفيرة من أكاسيد الحديديك (Fe³⁺ ⁾ النموذجية للمواد الحاملة للحديد المتأثرة بالعوامل الجوية (مثل الصدأ ). تتوافق أطياف المناطق الداكنة مع وجود الحديدوز (Fe²⁺ ⁾ في المعادن المافية، وتُظهر نطاقات امتصاص تُشير إلى البيروكسين ، وهي مجموعة من المعادن شائعة جدًا في البازلت. أما أطياف المناطق الداكنة الأكثر احمرارًا فتتوافق مع المواد المافية المغطاة بطبقات رقيقة من التغيرات. ^{[ 9 ]}

يُعد قياس القصور الحراري تقنية استشعار عن بُعد تُمكّن العلماء من التمييز بين المناطق ذات الحبيبات الدقيقة والمناطق ذات الحبيبات الخشنة على سطح المريخ. ^{[ 10 ]} يُقاس القصور الحراري بسرعة أو بطء تسخين أو تبريد جسم ما. على سبيل المثال، تتميز المعادن بقصور حراري منخفض للغاية. تصبح صينية خبز من الألومنيوم باردة عند لمسها في أقل من دقيقة بعد إخراجها من الفرن، بينما يستغرق طبق خزفي (ذو قصور حراري عالٍ) وقتًا أطول بكثير ليبرد بعد إخراجه من الفرن نفسه.

يستطيع العلماء تقدير القصور الحراري على سطح المريخ بقياس تغيرات درجة حرارة السطح مع مرور الوقت، ومطابقة هذه البيانات مع نماذج درجة الحرارة العددية. ^{[ 11 ]} يرتبط القصور الحراري للمادة ارتباطًا مباشرًا بموصليتها الحرارية وكثافتها وسعتها الحرارية النوعية . لا تختلف المواد الصخرية كثيرًا في كثافتها وسعتها الحرارية النوعية، لذا فإن تغيرات القصور الحراري تعود أساسًا إلى تغيرات الموصلية الحرارية. تتميز أسطح الصخور الصلبة، مثل النتوءات الصخرية، بموصلية حرارية وقصور حراري عاليين. أما الغبار والمواد الحبيبية الصغيرة في التربة السطحية، فتتميز بقصور حراري منخفض لأن الفراغات بين الحبيبات تحد من الموصلية الحرارية إلى نقطة التلامس بينها. ^{[ 12 ]}

تتناسب قيم القصور الحراري لمعظم سطح المريخ عكسيًا مع البياض. لذا، تتميز المناطق ذات البياض العالي بقصور حراري منخفض، مما يشير إلى أسطح مغطاة بالغبار ومواد حبيبية دقيقة أخرى. أما الأسطح الرمادية الداكنة ذات البياض المنخفض، فتتميز بقصور حراري عالٍ، وهو ما يُعدّ أكثر شيوعًا في الصخور المتماسكة. مع ذلك، فإن قيم القصور الحراري ليست عالية بما يكفي للدلالة على شيوع النتوءات الصخرية على سطح المريخ. حتى المناطق الصخرية تبدو مختلطة بكمية كبيرة من المواد المفككة. ^{[ 13 ]} وقد حددت بيانات تجربة رسم الخرائط الحرارية بالأشعة تحت الحمراء (IRTM) على متن مركبتي فايكنغ المداريتين مناطق ذات قصور حراري عالٍ في جميع أنحاء وادي مارينيريس والتضاريس الوعرة، مما يشير إلى أن هذه المناطق تحتوي على عدد كبير نسبيًا من الكتل والصخور. ^{[ 14 ] [ 15 ]}

توفر دراسات الرادار كمّاً هائلاً من البيانات حول الارتفاعات والمنحدرات والتركيبات والخصائص المادية لسطح المريخ. ^{[ 16 ]} يُعدّ المريخ هدفاً جذاباً لدراسات الرادار الأرضية نظراً لقربه النسبي من الأرض وخصائصه المدارية والدورانية الملائمة التي تسمح بتغطية جيدة لمساحات واسعة من سطح الكوكب. ^{[ 17 ]} تم الحصول على أصداء الرادار من المريخ لأول مرة في أوائل الستينيات، وقد لعبت هذه التقنية دوراً حيوياً في تحديد التضاريس الآمنة لمركبات الهبوط على المريخ.

يُظهر تشتت أصداء الرادار المُرتدة من المريخ وجود تباين كبير في خشونة سطح الكوكب وانحداره. تتميز مساحات واسعة من الكوكب، لا سيما في سوريا وهضبة سيناء، بنعومة وسطحية نسبية. ^{[ 18 ]} تُعد هضبة ميريدياني، موقع هبوط مركبة استكشاف المريخ " أوبورتيونيتي" ، واحدة من أكثر المواقع استواءً ونعومة (على مستوى الديسيمتر) التي دُرست بالرادار على الإطلاق، وهي حقيقة تؤكدها صور السطح في موقع الهبوط. ^{[ 19 ]} تُظهر مناطق أخرى مستويات عالية من الخشونة في صور الرادار لا يمكن تمييزها في الصور الملتقطة من المدار. يُعد متوسط ​​وفرة الصخور على سطح المريخ، التي يتراوح حجمها بين السنتيمتر والمتر، أكبر بكثير من الكواكب الأرضية الأخرى. تُظهر ثارسيس وإليسيوم، على وجه الخصوص، درجة عالية من خشونة السطح على نطاق صغير مرتبطة بالبراكين. يُشير هذا التضاريس الوعرة للغاية إلى تدفقات حمم بركانية حديثة من نوع "آآ" . يمتد شريط بطول 200 كيلومتر ذو بياض راداري منخفض إلى معدوم ("منطقة خفية") عبر جنوب غرب ثارسيس. تتوافق هذه المنطقة مع موقع تكوين ميدوسا فوساي ، الذي يتكون من طبقات سميكة من مواد غير متماسكة، ربما رماد بركاني أو طمي . ^{[ 20 ] [ 21 ] [ 22 ]}

تُوفّر أجهزة الرادار المخترقة للأرض على متن مركبة مارس إكسبريس المدارية ( MARSIS ) ومركبة استطلاع المريخ المدارية ( SHARAD ) حاليًا بيانات مذهلة عن المواد والتركيبات تحت السطحية حتى أعماق تصل إلى 5  كيلومترات. وقد أظهرت النتائج أن الرواسب القطبية الطبقية تتكون من جليد نقي تقريبًا، لا تتجاوز نسبة الغبار فيها 10% من حيث الحجم ^{[ 23 ]} ، وأن الوديان المتعرجة في ديوترونيلوس مينساي تحتوي على أنهار جليدية سميكة مغطاة بطبقة من الحطام الصخري. ^{[ 24 ]}

• المريخ - الخريطة الجيولوجية ( USGS ، 2014) ( الأصل / المقتطع / الكامل / الفيديو (00:56) ).