Читать книгу Mars. W poszukiwaniu życia - David A. Weintraub - Страница 10

Jedną z ważnych metod badawczych używanych przez astronomów w połowie XIX w. było stosowanie do badania Marsa nowo opracowanej techniki spektroskopii. Przy jej użyciu astronomowie odkryli to, co uznawali za dowód na obecność wody na powierzchni i w atmosferze Marsa. Wiedząc, że istnieje woda na Marsie, wierzyli, że mają dowód na to, że Mars ma klimat podobny do Ziemi i że czerwone plamy na Marsie są roślinnością.

Spektroskopia polega na przepuszczaniu wiązki światła z dowolnego źródła przez pryzmat lub siatkę dyfrakcyjną (siatka dyfrakcyjna może również odbijać światło), która rozczepia światło ciągłe na widmo jego barw składowych. Umożliwia to naukowcom badanie szczegółów natężenia linii poszczególnych kolorów. Za pomocą prostego pryzmatu można dostrzec kilka szerokich pasm kolorów widocznej tęczy. Jednakże za pomocą siatki dyfrakcyjnej o wysokiej rozdzielczości światło widzialne jest rozszczepiane znacznie szerzej na tysiące (a nawet dziesiątki tysięcy) różnych odcieni niebieskiego, po których następują tysiące różnych odcieni zielonego, przechodząc stopniowo w tysiące odcieni żółci, pomarańczowego i czerwonego.

Uzyskując takie widmo Marsa przy użyciu teleskopów na powierzchni Ziemi, musimy pamiętać, że patrzymy na światło pochodzące z fotosfery Słońca. Światło przechodzi przez zewnętrzną atmosferę Słońca, podróżuje ponad 225 milionów kilometrów prawie pustej przestrzeni Układu Słonecznego, przenika przez atmosferę Marsa, odbija się od jego powierzchni, przelatuje z powrotem przez atmosferę Marsa, następnie biegnie 40–80 milionów kilometrów przez przestrzeń międzyplanetarną, zanim dotrze w pobliże Ziemi. Ostatecznie światło jest filtrowane przez ziemską atmosferę. W rzeczywistym widmie Marsa niektóre z tysięcy niuansowych odcieni barw są osłabione lub całkowicie ich brakuje. Jest tak, ponieważ jakaś molekuła lub pierwiastek chemiczny, czy to w górnej atmosferze Słońca, czy w atmosferze Marsa, czy atmosferze Ziemi, zaabsorbowała w tym dokładnie wąskim przedziale odcienia koloru część lub całość oryginalnego światła słonecznego. Astronomowie te przedziały widma, w którym z powyższych przyczyn ilość światła jest zredukowana lub całkowicie nieobecna, nazywają liniami absorpcyjnymi. 570 ciemnych linii odkrytych w widmie Słońca przez Josefa von Fraunhofera w 1814 r. to linie absorpcyjne wytworzone w atmosferze Słońca, które dostarczają mam wskazówek co do chemicznego składu zewnętrznych powłok atmosfery Słońca. Za pomocą starannie zaplanowanych eksperymentów astronomowie mogą wywnioskować, czy konkretny odcień światła w widzialnym świetle przylatującym z Marsa (które w całości jest odbitym światłem Słońca) usunęła molekuła lub pierwiastek pochodzący z atmosfery Słońca, Marsa, czy Ziemi.

Pionierska praca nad analizą widma Marsa została dokonana przez Williama Hugginsa z Royal Astronomical Society w Londynie oraz Williama Allena Millera, profesora chemii w King’s College w Londynie. Badali oni Marsa za pomocą prymitywnego spektroskopu w kwietniu 1863 r. i ponownie, z lepszym wyposażeniem w sierpniu i listopadzie 1864 r. Wykonując pomiary, zdołali wykryć kilka silnych linii absorpcyjnych w fioletowym (krótka długość fali) końcu widzialnego widma, które przypisali Czerwonej Planecie. Zasugerowali, że czerwony kolor Marsa (długa długość fali na końcu widma) jest konsekwencją tego, że Mars silnie odbija światło czerwone oraz słabo odbija światło fioletowe i niebieskie. Z tego samego powodu czerwona farba jest czerwona: związki chemiczne w takiej farbie dobrze pochłaniają światło fioletowe, niebieskie, zielone i żółte oraz dobrze odbijają światło czerwone (czy też go nie absorbują).

Huggins kontynuował te spektroskopowe badania Marsa i opublikował dodatkowe rezultaty w 1867 r. w „Monthly Notices of Royal Astronomical Society”58. Dzięki porównywaniu widma Marsa z widmem Księżyca, a następnie rozpoznaniu tych cech w widmie Marsa, które pojawiły się również w widmie światła odbitego od Księżyca, Huggins był w stanie zidentyfikować wspólne cechy widm atmosfery Słońca, Księżyca i Ziemi.

Wywnioskował całkiem słusznie, że cechy widma, które pojawiły się w widmie Marsa, ale nie były widoczne w widmie Księżyca, muszą być wytworzone wyłącznie przez atmosferę lub powierzchnię Marsa.

Huggins wykrył w widmie Marsa dużą liczbę linii absorpcyjnych, które znajdowały się w pobliżu linii F Fraunhofera (linia w niebieskiej części widma, o której wiadomo, że jest spowodowana przez wzbudzone atomy wodoru). Wiedział, że linia F powstała w atmosferze słonecznej. Wszystkie pozostałe linie w widmie Marsa były nieobecne w widmie Słońca, a zatem wiadomo było, że pochodzą z Marsa. Te linie wypełniały marsjańskie widmo od obszaru niebieskiego aż do fioletowego końca widma, a przez to usuwały większość niebieskiego i fioletowego koloru światła odbitego od Marsa.

Huggins posiadał teraz dużo więcej informacji, które pomogły mu wyjaśnić pełniej to, co zrozumiał już w 1864 r. Wywnioskował, że prawdopodobnym powodem, dla którego Mars wyglądał tak czerwono, było to, że większość fioletowego i niebieskiego światła słonecznego początkowo docierającego do Marsa jest absorbowana przez marsjańską atmosferę i pozostaje głównie czerwone światło, które odbija się od Marsa. W 1864 r. te fioletowe i niebieskie linie absorpcyjne były słabsze w listopadzie niż w sierpniu, czyli Mars w listopadzie odbijał więcej fioletowego i niebieskiego światła niż w sierpniu. Dlatego też Mars był mniej czerwony w listopadzie niż w sierpniu. Huggins doszedł do wniosku, że Mars wydawał się bardziej czerwony w sierpniu, kiedy światło słoneczne odbija się od powierzchni, a wyglądał bardziej niebiesko w listopadzie, kiedy światło słoneczne odbija się od wody w atmosferze planety59. Innymi słowy Huggins wierzył, że kiedy obecna jest marsjańska mgła, efektywnie odbija niebieskie światło, kiedy natomiast nie ma mgły w atmosferze, światło dociera do powierzchni, która silnie absorbuje światło niebieskie, pozostawiając głównie światło czerwone odbite od planety z powrotem do naszych teleskopów.

Pod koniec lat sześćdziesiątych XIX w. Huggins, używając narzędzi laboratoryjnych optyki i chemii zastosowanych do astronomii, pomógł stworzyć nową hybrydową dyscyplinę, astrofizykę. Odtąd astronomowie nie byli już dłużej ograniczeni jedynie do pomiarów położenia i jasności ciał niebieskich. Nauczyli się, jak wykorzystywać widma ciał niebieskich do odkrywania składników, które budują atmosfery gwiazd i planet, następnie zaś, jak zastosować ślady w widmie do wyznaczania temperatur, ciśnień, gęstości, składu chemicznego, ruchu oraz mas ciał niebieskich. W rezultacie te informacje wraz z fundamentalnymi prawami fizyki pomogły astronomom zrozumieć, jaka jest fizyczna struktura wnętrza gwiazd, jak rodzą się gwiazdy, jak produkują światło, jak przeprowadzają fuzję jądrową, zmieniając wodór w cięższe pierwiastki, jak ich wewnętrzna struktura ewoluuje, gdy się starzeją, jak długo żyją oraz jak, dlaczego i kiedy umierają. Spektroskopia w XX w. stała się kluczem do zrozumienia struktury i ewolucji całego wszechświata.

Huggins rozpoczął epokę spektroskopii dzięki zastosowaniu tych nowo wynalezionych technik astrofizyki do badania obiektów astronomicznych, między innymi atmosfer planet. W ten sposób uzyskał niezwykły rezultat: dowód spektroskopowy na istnienie wody w atmosferze Marsa. Twierdzenia przemawiające za obecnością wody na Marsie (lub w atmosferze Marsa) nie opierały się już jedynie na konstatacji, że „na powierzchni znajduje się ciemna plama, która wygląda tak, jak powinien wyglądać ocean”. Teraz narzędzia analityczne fizyki i chemii mogły być użyte do rozdzielenia światła z Marsa w poszukiwaniu spektroskopowych dowodów wody lub innych składników. Dowód na to, że woda istnieje na Marsie, uwiarygadniał podobieństwo Marsa do Ziemi. Jeżeli Mars dostarczał spektroskopowych dowodów na istnienie wody, to tak zwane zatoki, morza i oceany mogły w rzeczywistości być tym, na co wyglądały.

Badania spektroskopowe Hugginsa były pionierskie i dobrze wykonane. Działała i nadal działa jego technika rozróżniania cech spektroskopowych Marsa od tych pochodzących z atmosfery Słońca i Ziemi. Jednakże Huggins właściwie nie wiedział, jaka substancja była odpowiedzialna za dużą ilość niebieskich i fioletowych linii absorpcyjnych w marsjańskim widmie, a przez to nie posiadał żadnego rzeczywistego dowodu na istnienie wody w marsjańskiej atmosferze. To stwierdzenie szeroko zaakceptowane przez profesjonalną wspólnotę astronomów było niczym więcej niż hipotezą i, jak wiemy obecnie, nadinterpretacją tych danych. Huggins poszedł o jeden krok za daleko, ale inni poszli za jego wpływowym przewodnictwem.

Francuski astronom Jules Janssen, który użył techniki spektroskopii do zaobserwowania po raz pierwszy helu w atmosferze Słońca, podczas całkowitego zaćmienia w 1868 r.60, oraz był założycielem obserwatorium Meudon w 1875 r., kontynuował badania Hugginsa za pomocą swojego pomysłowego spektroskopowego eksperymentu. W 1867 r. przetransportował swój sprzęt na szczyt wulkanu Etna na Sycylii na wysokość 3389 metrów. Z tego miejsca uzyskał widma zarówno Księżyca, Marsa, jak i Saturna. Na tej dużej wysokości, gdzie jak wierzył, znajduje się ponad większością wody w atmosferze Ziemi (mylił się61), miał nadzieję zminimalizować wpływ ziemskiej pary wodnej na widmo badanych obiektów. Myślał, że dzięki zminimalizowaniu zanieczyszczeń widma spowodowanych przez ziemską parę wodną i następnie porównaniu widma Marsa obserwowanego na dużej wysokości z wynikami otrzymanymi na poziomie morza z Palermo oraz danymi dotyczącymi ziemskiej pary wodnej zebranymi w La Villette w Paryżu, dokonał precyzyjnie jakościowego porównania zawartości wody w atmosferach Marsa i Ziemi. Janssen wywnioskował na podstawie swoich badań, tak jak Huggins, że mógł wykryć „obecność pary wodnej w atmosferach Marsa i Saturna”62.

William Wallace Campbell podobnie jak Huggins był kolejnym pionierem spektroskopii astronomicznej. Krótko po założeniu w 1888 r. przez Uniwersytet Kalifornijski obserwatorium Licka pierwszy jego dyrektor zatrudnił Campbella jako młodego pomocnika, by pomagał w spektroskopowych obserwacjach starszemu astronomowi Jamesowi Keelerowi. Kiedy Keeler przeniósł się do obserwatorium Allegheny, Campbell przejął jego stanowisko starszego astronoma. Campbell szybko zaczął używać potężnych narzędzi, które miał do dyspozycji. Jednym z tych narzędzi był Wielki Refraktor, teleskop o średnicy 91 cm. Ufundował go ekscentryczny kalifornijski milioner James Lick, który chciał, by zbudować „teleskop doskonalszy i potężniejszy niż wszystkie dotąd wykonane”63.

W 1894 r., odnotowując dokładnie błędy popełnione przez Hugginsa i Janssena w ich naukowych sprawozdaniach, zwłaszcza w obserwacji z wilgotnego środowiska, Campbell stwierdził, że połączone czynniki: suche środowisko Kalifornii, największy teleskop na świecie, który miał do dyspozycji, duża wysokość nad poziomem morza – 1300 metrów oraz udoskonalony sprzęt, którego będzie używał, umożliwią mu przeprowadzenie definitywnego testu rozstrzygającego, czy istnieją w atmosferze Marsa wykrywalne poziomy pary wodnej. Następnie przedstawił kryteria, według których miał porównać widmo Marsa z księżycowym, oraz wyjaśnił, jak te spektra zostaną uzyskane w identycznych warunkach obserwacyjnych. Udzielił odpowiedzi po obserwacji Marsa i Księżyca w ciągu dziesięciu nocy w lipcu i sierpniu 1894 r. „Widma Marsa i Księżyca, obserwowane w korzystnych i identycznych warunkach, wydają się takie same w każdym aspekcie”. Ponieważ wiadomo było, że Księżyc nie posiada atmosfery, odpowiedź dla Campbella była jasna. Jakiekolwiek linie absorpcyjne w widmie Księżyca musiały pochodzić jedynie z ziemskiej atmosfery. Co więcej, ponieważ księżycowe i marsjańskie widmo wyglądało tak samo, analogiczna konkluzja mogła być zastosowana do Marsa. Według jego słów „Pasma atmosferyczne pary wodnej, które były zaobserwowane w obu widmach, wydają się w całości wyprodukowane przez elementy atmosfery ziemskiej. W związku z tym obserwacje nie dostarczają żadnych dowodów na obecność pary wodnej w atmosferze marsjańskiej”64. Campbell wykazał, całkiem przekonująco, że Huggins i Janssen wykryli parę wodną w ziemskiej atmosferze, a nie w atmosferze Marsa.

W listopadzie 1894 r., po tym, jak Campbell zakwestionował twierdzenia Hugginsa o odkryciu pary wodnej w atmosferze Marsa, Huggins powrócił do swojej pracy sprzed trzech dekad i ponownie podjął wyzwanie. Najpierw otrzymał fotografie widma zarówno Księżyca, jak i Marsa, ale nie był w stanie dostrzec na nich żadnych różnic między spektralnymi cechami tych dwóch obiektów. Jednakże przez trzy noce w grudniu oboje Huggins ze swoją żoną porównali na oko, uzyskane w czasie kilku minut po sobie, słabe pasma widmowe Księżyca i Marsa. Huggins napisał później w artykule, który zdecydował się opublikować w pierwszym numerze nowego czasopisma „Astrophysical Journal”, zapowiadanego jako „międzynarodowy przegląd spektroskopii i astronomii fizycznej” – „W czasie tych trzech nocy linie atmosferyczne […], na które nasza uwaga niemal wyłącznie była ukierunkowana, różniły się zauważalnie w intensywności w widmie Księżyca, ale były zawsze oceniane przez nas na zasadniczo silniejsze w widmie Marsa”. W powtórzonych wersjach tego doświadczenia „niezależne obserwacje pani Huggins zgadzały się z moimi”. Wnioskiem z ich pracy było „porzucenie silnego przekonania w naszych umysłach, mówiącego, że spektroskop pokazuje absorpcję, która rzeczywiście pochodzi z atmosfery Marsa”. Niewypowiedziane, ale zrozumiałe dla wszystkich było to, że to pasma absorpcyjne65 były oznaką istnienia pary wodnej w marsjańskiej atmosferze66. Również niewyrażony był fakt, że Huggins wprawdzie opublikował swoje wnioski w „Astrophysical Journal”, ale oparł je na starych technikach oceniania marsjańskich kolorów przy użyciu ludzkiego oka, podczas gdy Campbell na współczesnej astrofizyce.

W 1908 r. Vesto Melvin Slipher, pracujący wśród personelu Percivala Lowella oraz w imieniu Lowella w jego obserwatorium we Flagstaff w Arizonie, obserwował Marsa z dużej wysokości – 2210 metrów. Przez kolejne kilka dekad Slipher stał się jednym z najlepszych astronomów obserwatorów w XX w., jeżeli nie najlepszych kiedykolwiek. Przede wszystkim przez dekadę od 1913 r. zmierzył prędkości radialne (w stronę lub od Ziemi) kilkudziesięciu galaktyk i odkrył, że prawie wszystkie były przesunięte ku czerwieni. Oznacza to, że galaktyki te oddalały się od Drogi Mlecznej z prędkościami od setek do tysięcy kilometrów na sekundę. Edwin Hubble stwierdził w 1929 r., że prędkości oddalania się galaktyk zmierzone przez Sliphera oraz jego własne nowsze pomiary były proporcjonalnie powiązane z odległościami do tych galaktyk. Oznaczało to, że galaktyki bardziej odległe od Drogi Mlecznej, czyli od nas, oddalały się z większą prędkością niż galaktyki bliższe. Zatem pomiary prędkości galaktyk przesuniętych ku czerwieni wykonane przez Sliphera doprowadziły bezpośrednio do odkrycia Hubble’a, że wszechświat się rozszerza, i do zrozumienia przez nas, że wszechświat rozpoczął się od Wielkiego Wybuchu.

Slipher spędził całą swoją karierę w obserwatorium Lowella we Flagstaff w Arizonie. Rozpoczął tam pracę jako asystent w 1901 r. i po śmierci Percivala Lowella pełnił funkcję dyrektora obserwatorium od 1916 do 1954 r. W czasie jego przewodnictwa obserwatorium Lowella zatrudniło w 1929 r. Clyde’a Tombaugha. Wkrótce po tym Tombaugh odkrył Plutona. Slipher ugruntował swoją reputację dzięki temu, że ogłaszał swoje odkrycia jedynie po bardzo dokładnym i ostrożnym ich potwierdzeniu. Ostatecznie według jego biografa Williama Gravesa Hoyta „Slipher prawdopodobnie dokonał więcej fundamentalnych odkryć niż jakikolwiek inny astronom obserwacyjny w XX w.”67 Slipher został nagrodzony Nagrodą Lalande’a przez Francuską Akademię Nauk w 1919 r., Medalem Henryego Drapera przez amerykańską National Academy of Sciences w 1932 r. oraz Złotym Medalem przez Royal Astronomical Society w 1933 r.

Na Wzgórzu Marsowym w obserwatorium Lowella w 1908 r. Slipher obserwował Marsa na wysokości prawie dwa razy większej niż jego konkurenci w obserwatorium Licka, a ilość pary wodnej zawartej w atmosferze Ziemi była tam o połowę mniejsza. Jego metoda badawcza była w istocie identyczna z tą stosowaną wcześniej przez Hugginsa, Janssena i Campbella. Porównywał widmo Marsa z widmem suchego, pozbawionego powietrza Księżyca. Slipher twierdził, że wykrył w swoim widmie „delikatny marsjański komponent” wody. Uznał, iż „rozsądnym wnioskiem jest to, że spektrograf ujawnił obecność wody w atmosferze Marsa”. Następnie zasugerował, że „potrzeba więcej obserwacji, zanim zostanie przyjęte jakiekolwiek ostateczne stanowisko na temat ilości pary wodnej w marsjańskiej atmosferze”68. Ten szczególny rezultat badań, będący podstawą nagrodzonej w 1909 r. dysertacji doktorskiej na Uniwersytecie Indiana, był zapewne najmniej imponującym wynikiem, uzyskanym przez Sliphera w czasie jego długiej i wybitnej kariery, był też najtrudniejszy do obrony. Slipher nigdy więcej nie powrócił do tych badań ani o ich nie wspomniał.

Rok później W.W. Campbell, oponent Sliphera w kwestii wody na Marsie, wtedy dyrektor obserwatorium Licka, poprowadził ekspedycję na szczyt najwyższej wówczas góry w Stanach Zjednoczonych Mount Whitney69 w południowej Kalifornii. Tam jego spektroskopowe obserwacje Marsa zostały wykonane na wysokości 4450 metrów nad poziomem morza w miejscu znajdującym się powyżej 80 proc. pary wodnej obecnej w ziemskiej atmosferze. Campbell odkrył tak jak dekadę wcześniej, że tak zwane pasma pary wodnej w widmie Księżyca i Marsa wyglądały identycznie. Wywnioskował ostrożnie i bardzo odpowiedzialnie: „Nie oznacza to, że Mars nie ma pary wodnej, ale jedynie to, że jej ilość, jeśli jakakolwiek, jest bardzo niewielka”70. Powtórzył później ten eksperyment w styczniu i lutym 1910 r. z obserwatorium Licka na Mount Hamilton w czasie, kiedy względna prędkość Marsa i Ziemi była wystarczająco duża, by usunąć z widma Marsa, dzięki efektowi Dopplera, wszystkie linie wody na tle linii ziemskich.

Przesunięcie dopplerowskie jest zmianą długości fal zarejestrowaną przez obserwatora z powodu względnego ruchu źródła światła oraz obserwatora. Jeżeli źródło światła (w tym przypadku Mars) oddala się od Ziemi, fale światła pochodzące z Marsa zostają przesunięte w stronę dłuższych długości fali (to przesunięcie fal światła od żółci w stronę czerwieni nazywamy przesunięciem ku czerwieni). Jeżeli źródło światła i obserwator zbliżają się do siebie, zarejestrowane światło jest przesunięte w stronę krótszych długości fali, co nazywamy przesunięciem ku niebieskiemu. Używając tego schematu obserwacji, Campbell odkrył, że „ilość pary wodnej istniejącej […] w równikowej atmosferze Marsa była z pewnością mniejsza niż jedna piąta, która istnieje powyżej Mount Hamilton”71.

Rys. 5.1 | Porównanie widm Marsa i Księżyca uzyskanych przez Sliphera w 1908 r. Widma na dolnym schemacie uzyskano w bardzo suchych warunkach obserwacyjnych w powietrzu nad teleskopem, natomiast widma na górnym schemacie uzyskano, gdy ziemska wilgotność była wysoka. Slipher argumentował, że „pasmo pary wodnej” (poniżej litery a) było silniejsze (tj. ciemniejsze) w widmach Marsa niż w widmach księżycowych, i było to dowodem na obecność wody w marsjańskiej atmosferze. Obraz ze Slipher, „Astrophysical Journal”, 1908.

Pół wieku później zespół z National Geographic Society i National Bureau of Standards stwierdził, iż techniki obserwacyjne i sprzęt udoskonalił się do tego stopnia, że można było udzielić definitywnej odpowiedzi na temat detekcji wody w atmosferze Marsa. C.C. Kiess, C.H. Corliss, Harriet K. Kiess i Edith L.R. Corliss w 1956 r. ustawili swój sprzęt w stacji pogodowej National Weather Bureau, blisko szczytu Mauna Loa na Hawajach. Nie tylko dokonywali obserwacji z wysokości porównywalnej z Mount Whitney, ale w dodatku powietrze ponad najwyższymi szczytami Hawajów jest niezwykle suche. Wykorzystali również efekt Dopplera, który powinien przesunąć nieznacznie linie wody Marsa od dokładnego nakładania się z pozycją ziemskich linii wody. Wyniki „były negatywne”. „Ilość molekuł wody jest zbyt mała, by wytworzyć linie o wystarczającym natężeniu dla pomiarów mikrometrycznych i fotometrycznych […] Musimy wywnioskować, że gdyby para wodna w atmosferze planety była całkowicie skondensowana, utworzyłaby cienką warstwę płynnej wody o grubości mniejszej niż 0,08 mm”72. Campbell miał rację. Huggins, Janssen i Slipher byli w błędzie. W tej trwającej ponad wiek batalii zawiera się esencja tego, co jest najlepsze w nauce: naukowcy sprawdzają i ponownie weryfikują wzajemnie swoje wyniki. Testy, testy i weryfikacje. Im bardziej wpływowe i bardziej kontrowersyjne są wyniki, tym większe jest znaczenie ich weryfikacji. W tym przypadku ten proces naukowy zadziałał, chociaż uzyskanie prawidłowej odpowiedzi zajęło dużo czasu.

W 1961 r. młody Carl Sagan dołączył do debaty na temat wody na Marsie. Gdy zauważył, że „Aż do dzisiaj nie powiodły się wszystkie poszukiwania spektroskopowe wody na Marsie”, przeprowadził serię obliczeń, by określić, ile wody może istnieć w środowisku marsjańskim przy uwzględnieniu dotychczasowych danych pomiarowych. Wywnioskował, że czapy polarne w postaci zamarzniętej wody mogą mieć grubość zaledwie 1 milimetra, a ilość pary wodnej w atmosferze może być bliska zeru. Niemniej Sagan optymistycznie zasugerował, że „ta niska zawartość pary wodnej nie wyklucza życia na Marsie. Znane są takie organizmy jak halofile73, które uzyskują całe swoje zapotrzebowanie na wodę, absorbując ją przez kryształy soli”74.

Ostatecznie w kwietniu 1963 r., sto lat po tym, jak Huggins przeprowadzał swoje pierwsze badania spektroskopowe, aby wykryć parę wodną w atmosferze Marsa, dwie różne grupy badawcze, obie przy użyciu nowoczesnych instrumentów i technik dokonały pomiaru ilości pary wodnej wody w atmosferze Marsa. Lewis Kaplan oraz jego współpracownicy Guido Münch i Hyron Spinrad otrzymali wiarygodne wyniki. Co zrobili inaczej niż wcześniejsi obserwatorzy? Użyli większego młotka. Wykorzystując teleskop o średnicy 254 cm na Mount Wilson w Kalifornii oraz najnowszej klasy spektrograf o wysokiej rozdzielczości z nową niezwykle wrażliwą emulsją kliszy fotograficznych, uzyskali 270-minutową ekspozycję Marsa. Mimo wszystkich tych przewag nad ich poprzednikami ich wynik 14 ± 7 mikronów kondensowalnej pary wodnej w atmosferze Marsa był marginalny (poziom sygnału o wartości 14 mikronów był zaledwie dwukrotnie większy od szumu tła wynoszącego 7 mikronów. Większość naukowców wymaga minimalnego poziomu detekcji trzykrotnie przekraczającego poziom szumu, by rozpatrywać pomiar jako prawdopodobne wykrycie) i nie wszyscy byli przekonani o tej „detekcji”75. Z pewnością ich wynik jasno określał umiejscowienie górnego limitu na ilość pary wodnej w marsjańskiej atmosferze: mniej niż 21 mikronów, co oznaczało, że gdyby cała ta woda skondensowała się na powierzchni, utworzyłaby warstwę nie grubszą niż 21 mikronów (jedną piątą milimetra).

Również w 1963 r. zespół z Princeton przeprowadził imponujący, wysoce zaawansowany eksperyment w celu zmierzenia ilości pary wodnej w marsjańskiej atmosferze. Wieczorem 1 marca wypuścili balon Stratoscope II z 91-centymetrowym teleskopem na wysokość 24 400 metrów, umieszczając go w ten sposób w ziemskiej stratosferze ponad prawie całą parą wodną, poza śladowymi ilościami. Z tej wysokości ich pomiary były praktycznie niezanieczyszczone przez ziemskie sygnały wody. Balon wystartował z Palestine w Teksasie, a wylądował w Pulaski w stanie Tennessee, skąd taśmy z danymi zostały zabrane do analizy. Zespół z Princeton użył najnowszych detektorów wytworzonych przez Texas Instrument Corporation. Te specjalne detektory, znane jako bolometry, były wykonane z materiału domieszkowanego galem76, który schłodzony za pomocą ciekłego helu do temperatury 1,8 stopnia powyżej zera absolutnego, stawał się niezwykle czuły na promieniowanie podczerwone. Używając zdalnych kontrolerów, by sterować zamontowaną na balonie kamerą telewizyjną, obserwujący zespół wpatrywał się w Marsa i zbierał dane przez prawie czterdzieści minut, zanim sam balon znalazł się pomiędzy teleskopem a Marsem, doprowadzając w ten sposób do dramatycznego i niespodziewanego końca eksperymentu.

Zespół Stratoscope II dokonał bardzo wyraźnej detekcji gazowego dwutlenku węgla w marsjańskiej atmosferze. Znaczącym odkryciem tego projektu było to, że ilość tego gazu w atmosferze Marsa jest tak wysoka, że przytłacza jakiekolwiek możliwe sygnały pochodzące od pary wodnej. Jednakże ta konkluzja wyłoniła się dopiero po starannej,

Rys. 5.2 | Jasność (mierzona jako proc.) Marsa przy długościach fal podczerwonych od 1,6 do 3,0 mikronów, uzyskana podczas eksperymentu Stratoscope II na dużej wysokości w 1963 r. Płaska linia pokazuje przewidywane widmo Marsa przy założeniu, że cząsteczki w marsjańskiej atmosferze nie absorbują światła. Kropki to zmierzona intensywność światła z Marsa dla określonych długości fal. Linie przechodzące przez punkty danych są modelami marsjańskiej atmosfery. Silne, szerokie spadki przy 2,01 i 2,72 mikrona wynikają z absorpcji światła przez marsjański dwutlenek węgla. Spadek (widocznych jest tam kilka ciągłych linii) po lewej stronie zagłębienia absorpcyjnego dla 2,72 mikrona pochodzi od pary wodnej w atmosferze Marsa. Najlepszy model pasujący do tego zagłębienia oznacza, że Mars ma około 10 mikronów pary wodnej (po skropleniu). Dane na temat niepewności pomiarowej są widoczne w nadwyżce natężenia podanej od 2,4 do 2,5 mikrona oraz w niedoborze widocznym dla 2,3 mikrona. Wykres z Danielson i współautorzy, „Astronomical Journal” 1964.

wnikliwej analizie danych. Najpierw wkrótce po zakończeniu lotu naukowcy zaangażowani w badania zwołali konferencję prasową. Prezentując wyniki, oscylowali pomiędzy słusznie ostrożnymi i nader optymistycznymi wypowiedziami na temat nieprzeanalizowanych danych. Przewodniczący zespołu Harold Weaver, astronom z Uniwersytetu Kalifornijskiego, powiedział prasie na podstawie całkowicie nieaktualnych danych, że „jest prawie pewne”, że Stratoscope II wykrył parę wodną. Był to wczesny przykład, dlaczego nauka nie powinna być uprawiana na konferencjach prasowych. Dyrektor projektu, Martin Schwartzshchild z Uniwersytetu w Princeton powiedział dużo mądrzej i ostrożniej, „W ciągu dwóch tygodni będziemy mieli opinię, a po trzech miesiącach będziemy wiedzieć”. Niemniej 5 marca, cztery dni po locie, „Wall Street Journal” napisał: „Odkrycia balonu pokazują, że możliwe są formy prostego życia na Marsie”. Gazeta dalej informuje czytelników, jako że woda została znaleziona na Marsie, iż „możliwa jest obecność pewnej formy mchów lub porostów”77. Rok później, kiedy zespół Stratoscope II opublikował swoją ostateczną analizę w artykule w „Astronomical Journal”, autorzy pisali bardzo precyzyjnie i zdecydowanie, co wskazały ich pomiary: „jest nieprawdopodobne, by zawartość pary wodnej na Marsie przekraczała 40 mikronów”. Aktualne najlepsze oszacowania, które otrzymali w analizie danych, sugerowały, że Mars miałby około 10 mikronów pary wodnej (po skropleniu), co było zaskakująco spójne z tym, co otrzymał zespół Kaplana78.

Rys. 5.3 | Jasność Marsa w zakresie fal podczerwieni od 3,5 do 6,5 mikrona, uzyskana w wyniku doświadczenia Stratoscope II na dużej wysokości w 1963 r. Jasność arbitralnie normalizowana do zera przy 4,3 mikrona. Wznosząca się przerywana linia pokazuje przewidywane widmo Marsa, przy założeniu, że molekuły w marsjańskiej atmosferze nie absorbują światła. Kropki oznaczają zmierzone natężenie światła z Marsa przy określonych długościach fal (duże punkty pomiarowe danych to średnie z niepewnościami 0,3 mikrona). Linia ciągła jest modelem dopasowanym do danych. Trzy spadki absorpcji w modelu przy 4,3, 4,8 i 5,2 mikrona są spowodowane marsjańskim dwutlenkiem węgla, a model jest dobrze dopasowany dzięki punktom danych w tym spektralnym regionie. Zagłębienia w widmie modelowym od 5,5 do 6,3 mikronów wynikają z obecności wody marsjańskiej i zakładają 70 mikronów skroplonej pary wodnej w marsjańskiej atmosferze. Punkty danych w regionie 5,5-6,3 mikrona wskazują, że Mars ma znacznie mniej wody. Wykres z Danielson i in., „Astronomical Journal” 1964.

Zarówno Kaplanowi i jego współpracownikom, jak i grupie Stratoscope II należy się uznanie za pierwsze poprawne (choć marginalne) wykrycie istnienia niewielkiej ilości wody w marsjańskiej atmosferze. Kolejne grupy przez następnych kilka lat przeprowadziły pierwsze definitywne i niepodważalne pomiary. Roland Schorn z California Institute of Technology i Jet Propulsion Laboratory podsumował naszą wiedzę dotyczącą pomiarów wody na Marsie w znaczącym artykule przeglądowym napisanym dla Międzynarodowej Unii Astronomicznej w 1971 r. „Woda istnieje na Marsie”, napisał. „Ilość pary wodnej zmienia się wraz z lokacją na planecie, porami roku na Marsie oraz z roku na rok. Woda wydaje się krążyć poprzez polarne czapy lodowe, które składają się częściowo z H₂O. Całkowita ilość wody w atmosferze Marsa wynosi co najwyżej kilka kilometrów sześciennych”79. Jeżeli rozmieścilibyśmy kilka kilometrów sześciennych wody równomiernie na całej powierzchni Marsa, planeta byłaby pokryta wodą na głębokość nie większą niż 20 mikronów. Innymi słowy, zarówno zespół Kaplana, jak i zespół Stratoscope II w 1963 r. uzyskali poprawne wyniki. To niewiele wody, ale ta odpowiedź jest właściwa. Mars jest bardzo suchy.

Po upływie stu lat od chwili, gdy Huggins i Janssen stwierdzili, że wykryli wodę w atmosferze Marsa, zespół astronomów, który opracował w 1992 r. podsumowanie badań dotyczących misji NASA Viking na Marsa z 1976 r., napisał bardzo jasno i rzeczowo na temat prac Hugginsa i Janssena: „ich wyniki nie są już miarodajne”80.

Marsjańska atmosfera ma znikomą ilość pary wodnej, jest nadzwyczaj sucha, zbyt sucha, by wytwarzać silne spektroskopowe sygnały, które mogliby zaobserwować Huggins i Janssen. Współcześni astronomowie są przekonani, że Huggins i Janssen nie mogli wykryć śladowych ilości pary wodnej, która jest w rzeczywistości obecna w marsjańskiej atmosferze. Udowodnienie przy użyciu narzędzi astrofizycznej spektroskopii, że woda znajduje się w atmosferze Marsa, okazało się znacznie trudniejsze, niż Huggins czy Janssen sobie wyobrażali.