第10章地球に似た惑星――金星と火星Earthlike Planets: Venus and Mars

Of all the planets and moons in the solar system, Mars seems to be the most promising place to look for life, both fossil microbes and (we hope) some forms of life deeper underground that still survive today. But where (and how) should we look for life? We know that the one requirement shared by all life on Earth is liquid water. Therefore, the guiding principle in assessing habitability on Mars and elsewhere has been to “follow the water.” That is the perspective we take in this section, to follow the water on the red planet and hope it will lead us to life.

太陽系のすべての惑星と衛星の中で、火星は生命を探すのに最も有望な場所に見える。微生物の化石に加えて、できれば、地下深くで今日も生き延びている何らかの生命も探したい。しかし、どこで、どのように探せばよいのだろうか。地球上のすべての生命が共通して必要とするものは、液体の水である。そのため、火星やほかの場所で生命が生存できるかを評価する際には、「水をたどれ」という原則が指針になってきた。この節でもその観点を採る。赤い惑星の水をたどり、その先で生命に行き着くことを期待するのである。

The atmosphere of Mars today has an average surface pressure of only 0.007 bar, less than 1% that of Earth. (This is how thin the air is about 30 kilometers above Earth’s surface.) Martian air is composed primarily of carbon dioxide (95%), with about 3% nitrogen and 2% argon. The proportions of different gases are similar to those in the atmosphere of Venus (see Table 10.2), but a lot less of each gas is found in the thin air on Mars.

現在の火星大気の地表での平均圧力は、わずか0.007 barで、地球の1％未満である。（これは、地表から約30 km上空の地球の空気と同じくらいの薄さだ。）火星の大気は主に二酸化炭素（95％）でできており、窒素が約3％、アルゴンが2％含まれる。各気体の比率は金星の大気に似ているが（表10.2参照）、火星の薄い大気に含まれる各気体の量は、はるかに少ない。

While winds on Mars can reach high speeds, they exert much less force than wind of the same velocity would on Earth because the atmosphere is so thin. The wind is able, however, to loft very fine dust particles, which can sometimes develop planet-wide dust storms. It is this fine dust that coats almost all the surface, giving Mars its distinctive red color. In the absence of surface water, wind erosion plays a major role in sculpting the martian surface (Figure 10.24).

火星の風は高速になることがあるものの、大気が非常に薄いため、地球で同じ速さの風が吹く場合より、及ぼす力はずっと小さい。それでも風は、きわめて細かい塵を巻き上げることができ、それが惑星全体に広がる砂嵐へ発達することもある。表面のほとんどを覆い、火星特有の赤い色を与えているのは、この細かい塵である。地表の水がない火星では、風による侵食が、地形を形づくるうえで大きな役割を果たしている（図10.24）。

Although the atmosphere contains small amounts of water vapor and occasional clouds of water ice, liquid water is not stable under present conditions on Mars. Part of the problem is the low temperatures on the planet. But even if the temperature on a sunny summer day rises above the freezing point, the low pressure means that liquid water still cannot exist on the surface, except at the lowest elevations. At a pressure of less than 0.006 bar, the boiling point is as low or lower than the freezing point, and water changes directly from solid to vapor without an intermediate liquid state (as does “dry ice,” carbon dioxide, on Earth). However, salts dissolved in water lower its freezing point, as we know from the way salt is used to thaw roads after snow and ice forms during winter on Earth. Salty water is therefore sometimes able to exist in liquid form on the martian surface, under the right conditions.

火星大気には少量の水蒸気が含まれ、ときには水の氷の雲もできるが、現在の火星の条件では、液体の水は安定して存在できない。理由の一つは低温である。しかし、晴れた夏の日に気温が凝固点を超えたとしても、気圧が低いため、標高が最も低い場所を除けば、地表に液体の水はやはり存在できない。圧力が0.006 bar未満では、沸点が凝固点と同じか、それより低くなり、水は途中で液体になることなく、固体から直接、気体へ変わる。地球上の「ドライアイス」、つまり二酸化炭素と同じである。しかし、水に溶けた塩類は、その凝固点を下げる。これは、地球で冬に積雪や凍結が起きた後、道路に塩をまいて融かすことからもわかる。そのため、適切な条件がそろえば、火星の地表にも、塩水が液体として存在できる場合がある。

Several types of clouds can form in the martian atmosphere. First there are dust clouds, discussed above. Second are water-ice clouds similar to those on Earth. These often form around mountains, just as happens on our planet. Finally, the CO₂ of the atmosphere can itself condense at high altitudes to form hazes of dry ice crystals. The CO₂ clouds have no counterpart on Earth, since on our planet temperatures never drop low enough (down to about 150 K or about –125 °C) for this gas to condense.

火星の大気には、いくつかの種類の雲ができる。第一は、すでに述べた塵の雲である。第二は、地球のものに似た水の氷の雲で、地球と同じように、山の周辺にできることが多い。最後に、大気中のCO₂そのものが、高い高度で凝結し、ドライアイスの結晶からなるもやをつくることもある。地球では、この気体が凝結するほどの低温、約150 K（約−125 ℃）にまで温度が下がることはないので、CO₂の雲に相当するものはない。

Through a telescope, the most prominent surface features on Mars are the bright polar caps, which change with the seasons, similar to the seasonal snow cover on Earth. We do not usually think of the winter snow in northern latitudes as a part of our polar caps, but seen from space, the thin winter snow merges with Earth’s thick, permanent ice caps to create an impression much like that seen on Mars (Figure 10.25).

望遠鏡で見る火星の表面で、最も目立つ特徴は明るい極冠である。極冠は季節に伴って変化し、地球の季節的な積雪に似ている。ふつう、北半球の冬の積雪を極冠の一部とは考えない。しかし宇宙から見ると、薄い冬の雪は、地球の厚く恒久的な氷冠と一続きになり、火星で見るものにとてもよく似た印象を与える（図10.25）。

The seasonal caps on Mars are composed not of ordinary snow but of frozen CO₂ (dry ice). These deposits condense directly from the atmosphere when the surface temperature drops below about 150 K. The caps develop during the cold martian winters and extend down to about 50° latitude by the start of spring.

火星の季節極冠は、ふつうの雪ではなく、凍ったCO₂、つまりドライアイスでできている。表面温度が約150 Kを下回ると、大気から直接凝結して堆積する。寒い火星の冬の間に発達し、春が始まるころには、緯度約50°まで広がる。

Quite distinct from these thin seasonal caps of CO₂ are the permanent or residual caps that are always present near the poles. The southern permanent cap has a diameter of 350 kilometers and is composed of frozen CO₂ deposits together with a great deal of water ice. Throughout the southern summer, it remains at the freezing point of CO₂, 150 K, and this cold reservoir is thick enough to survive the summer heat intact.

この薄いCO₂の季節極冠とは、はっきり異なるものとして、極の近くに常に存在する永久極冠、つまり残存極冠がある。南の永久極冠は直径350 kmで、凍ったCO₂の堆積物と、大量の水の氷でできている。南半球の夏の間も、CO₂の凝固点である150 Kを保つ。この低温の貯蔵層は十分に厚いため、夏の熱にさらされても、そのまま残ることができる。

The northern permanent cap is different. It is much larger, never shrinking to a diameter less than 1000 kilometers, and is composed of water ice. Summer temperatures in the north are too high for the frozen CO₂ to be retained. Measurements from the Mars Global Surveyor have established the exact elevations in the north polar region of Mars, showing that it is a large basin about the size of our own Arctic Ocean basin. The ice cap itself is about 3 kilometers thick, with a total volume estimated at about 1.2–1.7 million km³. If Mars ever had extensive liquid water, this north polar basin would have contained a shallow sea. There is some indication of ancient shorelines visible, but better images will be required to verify this suggestion.

北の永久極冠は、これとは異なる。はるかに大きく、直径が1000 km未満に縮むことはなく、水の氷でできている。北半球の夏の気温は高すぎて、凍ったCO₂を保つことができない。マーズ・グローバル・サーベイヤーの測定によって、火星の北極地域の正確な標高がわかり、地球の北極海の海盆ほどの大きさを持つ、大きな盆地であることが示された。氷冠そのものの厚さは約3 km、総体積は約120万〜170万 km³と推定されている。もし火星にかつて広範囲の液体の水があったなら、この北極の盆地には浅い海があったはずである。古い海岸線らしい痕跡も多少見えるが、この解釈を確かめるには、さらに良い画像が必要になる。

Images taken from orbit also show a distinctive type of terrain surrounding the permanent polar caps, as shown in Figure 10.25. At latitudes above 80° in both hemispheres, the surface consists of recent layered deposits that cover the older cratered ground below. Individual layers are typically ten to a few tens of meters thick, marked by alternating light and dark bands of sediment. Probably the material in the polar deposits includes dust carried by wind from the equatorial regions of Mars.

軌道上から撮った画像には、図10.25のように、永久極冠を取り囲む特徴的な地形も写っている。両半球の緯度80°より極に近い場所では、比較的新しい層状堆積物が、その下にある古いクレーター地形を覆っている。個々の層の厚さは、典型的には10 mから数十mで、明るい堆積物と暗い堆積物の帯が交互に現れる。極地の堆積物には、火星の赤道地域から風で運ばれた塵も、おそらく含まれている。

What do these terraced layers tell us about Mars? Some cyclic process is depositing dust and ice over periods of time. The time scales represented by the polar layers are tens of thousands of years. Apparently the martian climate experiences periodic changes at intervals similar to those between ice ages on Earth. Calculations indicate that the causes are probably also similar: the gravitational pull of the other planets produces variations in Mars’ orbit and tilt as the great clockwork of the solar system goes through its paces.

この階段状の層は、火星について何を教えてくれるのだろうか。何らかの周期的な過程が、時間をかけて塵と氷を堆積させている。極地の層が示す時間尺度は、数万年である。どうやら火星の気候は、地球の氷期どうしの間隔に似た周期で、変化を経験しているらしい。計算によれば、その原因もおそらく似ている。太陽系という巨大な時計仕掛けが規則的に動くにつれて、ほかの惑星の引力が、火星の軌道と自転軸の傾きを変化させるのである。

The Phoenix spacecraft landed near the north polar cap in summer (Figure 10.26). Controllers knew that it would not be able to survive a polar winter, but directly measuring the characteristics of the polar region was deemed important enough to send a dedicated mission. The most exciting discovery came when the spacecraft tried to dig a shallow trench under the spacecraft. When the overlying dust was stripped off, they saw bright white material, apparently some kind of ice. From the way this ice sublimated over the next few days, it was clear that it was frozen water.

探査機フェニックスは、夏に北極冠の近くへ着陸した（図10.26）。管制担当者は、探査機が極地の冬を生き延びられないとわかっていた。それでも、極地の特徴を直接測定することは、専用のミッションを送るに足るほど重要だと判断された。最も心躍る発見は、探査機が自分の下に浅い溝を掘ろうとしたときに訪れた。上を覆う塵を取り除くと、明るい白い物質が見えた。何らかの氷のようだった。その後の数日間に、その氷が昇華していく様子から、それが凍った水であることが明らかになった。