18 страница. o uzyskaniu wyższej wydajności; słowem, proces wydaje się obiecujący, lecz wciąż pozostaje na etapie eksperymentalnym

ODKRYWANIE MARSA • 211

o uzyskaniu wyższej wydajności; słowem, proces wydaje się obiecujący, lecz wciąż pozostaje na etapie eksperymentalnym. Dobrze znana (inżynierom chemikom) reakcja przemiany woda-gaz2, przeprowadzona w odwrotnym kierunku, byłaby alternatywą zapożyczoną z przemysłowych technologii chemicznych ery oświetlenia gazowego. Proces polegałby na wprowadzeniu do trzeciej komory części wodoru, wytwarzanego w jednostce elektrolitycznej, by ponownie go użyć - poprzez reakcję wodoru z dwutlenkiem węgla w obecności katalizatora żelazowo-chromowego - do produkcji tlenku węgla i wody:

CO + H

CO + H2O.

(4)

Reakcja ta jest w niewielkim stopniu endotermiczna, będzie jednak bez problemów zachodzić w temperaturach reakcji Sa-batiera, czyli powyżej 400°C. Cykliczne prowadzenie reakcji (4) wraz z reakcjami (1) i (2) pozwoli otrzymać pożądany stosunek zawartości tlenu i metanu w mieszaninie, przy wykorzystaniu do reakcji (4) wyłącznie energii cieplnej, wydzielającej się podczas reakcji Sabatiera. Reakcję (4) można przeprowadzać w pojedynczej stalowej rurze, więc konstrukcja reaktora będzie dość wytrzymała. Niekorzystnym aspektem reakcji (4) jest to, że w tym zakresie temperatur stała równowagi wynosi zaledwie 0,1, co oznacza, iż by zapewnić jej przebieg, musi nieprzerwanie pracować (w ciągu reakcji) kondensator usuwający wodę. (Woda jest jednym z produktów reakcji (4), więc dopóki będzie stale odprowadzana, reakcja, która zmierza do osiągnięcia odpowiedniego, równowagowego stężenia wody w reaktorze, będzie nadal zachodziła). Wymóg ten można spełnić i z punktu widzenia inżynierii chemicznej nie wiąże się to z żadnym poważniejszym problemem. Opracowano jednak również kilka innych schematów, co najmniej równie obiecujących. Jedna

2 Mowa tu o procesie tworzenia tzw. gazu wodnego, na który składają się

produkty następujących reakcji:

C + H2O "°°^ CO + H2

CO + H2O -ka^ CO2 + H2 (przyp. red.).

212 • CZAS MARSA

z najelegantszych propozycji polega na prowadzeniu obu reakcji (1) i (4) w jednym reaktorze:

3CO + 6H

CH + 2CO

4H2O.

(5)

Reakcja ta jest w niewielkim stopniu endotermiczna; przeprowadzana w cyklu wraz z reakcją (2) doprowadzi do osiągnięcia proporcji tlenu do metanu równej 4:1, a także optymalnej, wynoszącej 18:1, proporcji masy wodoru do masy paliwa. Ponadto, produkuje sporą dodatkową ilość tlenu - niezłe zabezpieczenie działania systemu podtrzymywania funkcji życiowych - a także pozwala uratować pewną ilość tlenku węgla, nadającego się do stosowania w rozmaitych urządzeniach z silnikami spalinowymi i w ogniwach paliwowych. Uwzględnienie całego wytworzonego tlenku węgla i tlenu daje ogólny uzysk materiału napędowego w wysokości 34: l!

Kolejna metoda uzyskania dodatkowych ilości tlenu polega po prostu na wzięciu części metanu, powstałego w reakcji (1), i poddaniu pirolizie do węgla i wodoru:

CH

C + 2H2.

(6)

Wytworzony w ten sposób wodór zostanie ponownie wykorzystany w reakcji (1) do ataku na kolejne partie marsjańskie-go dwutlenku węgla. W komorze służącej do prowadzenia reakcji (6) powstałby dość szybko grafitowy osad. (Reakcja ta jest najpowszechniej stosowaną przemysłową metodą otrzymywania pirolitycznego grafitu). Dopływ metanu do reaktora zostanie w tym momencie odcięty, a reaktor będzie wypełniony gorącym gazowym dwutlenkiem węgla, wchodzącym z grafitem w reakcję, która prowadzi do powstania CO (komora jest następnie oczyszczana z tlenku węgla przez wentylację):

CO2 + C -> 2CO.

(7)

Pomysł zastosowania dwóch komór - jednej służącej do pirolizy, podczas gdy oczyszczana jest druga komora jako naj-

ODKRYWANIE MARSA • 213

prostszej metody uzyskania dodatkowych ilości tlenu przedstawił mi Jim McElroy, pracujący z zespołem naukowców w Hamilton Standard.

Często się zdarza, że pomimo niezmiernej prostoty napisanego na kartce papieru ciągu chemicznych równań, wyrażających proces syntezy, trudne w praktyce okazuje się zbudowanie odpowiedniej, działającej instalacji. Jednak nie w tym przypadku. Wiem, bo kierowałem programem budowy od podstaw marsjań-skiej jednostki ISPP. Jesienią 1993 roku David Kapłan i David Weaver, reprezentujący Centrum Kosmiczne im. Johnsona (JSC), przyszli do mnie i zapytali, czy firma Martin Marietta mogłaby zaprezentować działający model systemu ISPP, który wielokrotnie propagowałem w artykułach i podczas wykładów. Haczyk polegał na tym, że na wsparcie finansowe projektu NASA była skłonna przeznaczyć zaledwie 47 000 dolarów, kwotę bardzo skromną jak na przygotowanie nowej technologii kosmicznej, zwłaszcza że prace miałyby się zakończyć w styczniu 1994 roku. W sumie całkiem poważne wyzwanie, gdyż za 47 000 dolarów w Martin Marietta można kupić raport zawierający parę tuzinów diagramów. Byłem mimo to przekonany, że, skoro wykorzystywana technologia jest bardzo prosta, uda się wykonać prototyp instalacji bez względu na ograniczenia budżetowe i naglący termin. Po serii dyskusji z zarządem Martin Marietta wyzwanie zostało podjęte. W październiku 1993 roku firma zawarła kontrakt na wykonanie prac; David Kapłan był menedżerem projektu z ramienia JSC, Steve Price - menedżerem projektu z ramienia Martin Marietta, natomiast ja zostałem kierownikiem naukowym i głównym inżynierem w zespole projektowym.

Układ zaprojektowaliśmy w październiku, większość listopada czekaliśmy, aż zamówione części nadejdą pocztą. Pod koniec listopada dysponowaliśmy wszystkimi potrzebnymi częściami, więc pełną parą przystąpiliśmy do budowy instalacji, spełniającej wymogi misji przywiezienia próbek gruntu z Marsa.

Startując od zera zbudowaliśmy reaktor Sabatiera - metalową rurę długości 36 cm i o średnicy 5 cm, którą wypełniliśmy katalizatorem rutenowym, dostarczonym przez firmę sprzedającą odczynniki chemiczne. (Później okazało się, że objętość reaktora

214 • CZAS MARSA

przerasta nasze potrzeby, ale naglący termin nie pozwalał na zmianę projektu). Z instalacji dostarczającej wodór w laboratorium Packard Instrument wydarliśmy elektrolizer o wysokości 25 cm i ważący tylko 3 kg. Wokół reaktora Sabatiera umieściliśmy grzejniki chromonikielinowe, służące do uzyskania wymaganej temperatury (gdy to już nastąpi, ciepło wydzielające się podczas reakcji utrzymuje wystarczająco wysoką temperaturę bez konieczności używania energii elektrycznej). Zbudowaliśmy układ kondensacyjny, zapewniający separację wytworzonego metanu i wody. Wszystkie podzespoły zostały połączone w jeden sysytem; w strategicznych punktach umieściliśmy czujniki ciśnienia i temperatury oraz liczniki przepływającego gazu i podłączyliśmy do komputera w celu obserwacji i kontroli pracy układu. Pod koniec drugiego tygodnia grudnia urządzenie było złożone i gotowe do pracy (wkładka, plansza 16).

Po raz pierwszy uruchomiliśmy układ 15 grudnia, ograniczając się jedynie do reakcji Sabatiera. Pod koniec drugiej godziny pracy poziom wody w naczyniu kondensatora wyraźnie wzrósł, dowodząc poprawnego funkcjonowania układu. Późniejsza analiza laboratoryjna gazu wyciekającego z reaktora Sabatiera pozwoliła stwierdzić, że wydajność reakcji zamiany wodoru i dwutlenku węgla na metan i wodę wynosiła 68%. W ciągu kolejnych dni wprowadzaliśmy modyfikacje, mające poprawić sprawność układu. 22 grudnia osiągnęliśmy wydajność 85%, z wodorem pochodzącym z elektrolizera. 5 stycznia po raz pierwszy uruchomiliśmy wszystkie zintegrowane funkcje układu i uzyskaliśmy wydajność 92%. W końcu 6 stycznia 1994 roku kompletny układ pracował w trybie zintegrowanym przez cały dzień, osiągając wydajność procesu konwersji wynoszącą 94%.

Pomyślnie przeprowadzona próba układu z 6 stycznia oznaczała osiągnięcie wszystkich stawianych celów, przy czym pozostało jeszcze dość pieniędzy, by napisać sprawozdanie3.

3 R. Zubrin, S. Price, L. Mason i L. Clark: Report on the Constructton and Opera-tion of a Mars In-Situ Propellant Productwn Plant, AAIA-94-2844, 30th AAIA Jo-int Propulsion Conference, Indianapolis, Indiana, czerwiec 1994. Sprawozdanie przedrukowano w „Journal of the British Interplanetary Society", sierpień 1995.

ODKRYWANIE MARSA • 215

Od tamtego czasu niewielkie sumy pochodzące z JSC oraz, w drugiej kolejności, z JPL pozwoliły na dopracowywanie i ulepszanie układu. Dodaliśmy podłoża sorbentowe, umożliwiające czerpanie dwutlenku węgla z atmosferycznych zasobów Marsa przy lokalnej marsjańskiej wartości ciśnienia. Wydajność reaktora Sabatiera podnieśliśmy do 96%, zmniejszając jednocześnie dziesięciokrotnie jego rozmiary. Wprowadziliśmy ważącą 2 kg zamrażarkę Stirlinga do skraplania całego wytworzonego tlenu i przechowywania w kriogenicznym termosie, a także automatyczne systemy kontrolne, pozwalające na pracę układu przez 10 dni bez interwencji ze strony operatora. Instalacja, zaprojektowana do wyprodukowania 400 kg paliwa dla potrzeb misji przywiezienia próbek z Marsa, waży w przybliżeniu 20 kg, a zużycie energii wynosi poniżej 300 watów.4 Prowadzone badania świadczą o tym, że instalacja o większych rozmiarach, odpowiadających potrzebom projektu Mars Direct, osiągnie większą wydajność na jednostkę masy własnej, gdyż masa elementów obciążających, na przykład liczników przepływającego gazu i czujników ciśnieniowych, będzie wówczas odgrywać znikomą rolę.

Potrafimy na Marsie produkować paliwo rakietowe i tlen.

Kontakt z bazą

Marsjańskie pojazdy terenowe z silnikami spalinowymi pozwolą odkrywcom Czerwonej Planety podróżować do jej odległych zakątków. W jaki sposób będą wtedy utrzymywać kontakt z bazą? Średnica Marsa wynosi niewiele więcej niż połowa średnicy Ziemi, zatem horyzont znajduje się odpowiednio bliżej. Gdyby na Marsie występowały obszary tak płaskie jak amerykański stan Kansas, horyzont znajdowałby się już w odległości 4 km - a przecież Mars zdecydowanie nie przypomina

4 R. Zubrin, S. Price, L. Mason i L. Clark: Ań End to End Demonstration of Mars In-Situ Propellant Production, AAIA-95-2798, 31th AAIA Joint Propulsion Confe-rence, San Diego, Kalifornia, 10-12 lipca 1995.

216 • CZAS MARSA

Kansas. Wybierając się dokądkolwiek, wycieczka znajdzie się poza horyzontem bazy. Okoliczność ta wyklucza transmisje radiowe po torze optycznym. W jaki sposób astronauci będą łączyć się z bazą?

Można umieścić na orbicie okołomarsjańskiej, na wysokości 17 065 km nad równikiem planety, stacjonarnego satelitę komunikacyjnego. Na tej wysokości satelita będzie poruszać się z prędkością 1,45 km/s, a okrążenie Marsa zajmie mu 24,6 godziny. Tyle wynosi marsjańska doba, więc taki satelita, obserwowany z powierzchni Czerwonej Planety, będzie się wydawać nieruchomy. Satelita „areostacjonarny" jest dokładnym odpowiednikiem satelitów geostacjonarnych, które obecnie są wykorzystywane do budowy ziemskiego systemu komunikacji. Gdyby załogowa wyprawa wylądowała na równiku Marsa, satelita wisiałby dzień i noc dokładnie nad głowami astronautów i umożliwiał komunikowanie się z bazy z kimkolwiek i czymkolwiek w promieniu 5000 km, a więc na połowie obszaru planety.

Niestety, satelity komunikacyjne są kosztowne oraz, co ważniejsze, zawodne. Co by się stało, gdyby satelita zamilkł w czasie wycieczki na obszary oddalone od bazy o 400 km?

Opcja awaryjna przewiduje użycie amatorskich radiostacji nadawczo-odbiorczych. Mars ma jonosferę - odległą, zewnętrzną warstwę atmosfery, składającą się z naładowanych cząstek. Jonosfera odbija fale radiowe, a więc umożliwia na Marsie globalną komunikację radiową w zakresie krótkich fal radiowych, podobnie jak na Ziemi. Pomiary, wykonane przez Marinera 9 oraz ładowniki i orbitery Yikingów, dostarczyły wielu danych na temat marsjańskiej jonosfery. Rozciąga się w górę począwszy od wysokości około 120 km; w 90% składa się z jonów O2+, a w 10% z jonów CO2+ oraz identycznej liczby swobodnych elektronów, powstałych wskutek fotojonizacji. Podczas dnia maksymalna gęstość elektronów, wynosząca 200 000/cm3, utrzymuje się na wysokości mniej więcej 135 km. Nocą gęstość elektronów spada do minimalnej wartości 5000/cm3, osiąganej na wysokości około 120 km. Podane wartości są mniej więcej 25 razy mniejsze od gęstości elektronów w ziemskiej jono-

ODKRYWANIE MARSA • 217

sferze. Ponieważ jednak najwyższa częstość fal radiowych, nadających się do komunikacji, maleje proporcjonalnie do pierwiastka kwadratowego gęstości elektronów, na Marsie jest tylko 5 razy niższa od częstości fal radiowych dostępnej na Ziemi. Radioamatorzy mogą porozumiewać się na Ziemi na częstości aż 20 'MHz, natomiast na Marsie astronauci będą zmuszeni ograniczyć się do częstości 4 MHz w ciągu dnia i 700 kHz nocą. Nocna częstość jest za niska do przekazywania obrazów lub innych danych, wymagających wysokich prędkości transmisji, lecz nadaje się do celów telemetrii technicznej oraz przekazywania głosu. Na Ziemi ta właśnie częstość radiowa (zakres fal długich z modulacją amplitudową) cieszy się szczególnym upodobaniem komercyjnych stacji, nadających muzykę pop i rozmowy na antenie.

Wprawdzie używanie niższych częstości wiąże się z pewnymi niewygodami (wyższe częstości pozwalają na szybszą transmisję danych), z nawiązką równoważy to sprzyjająca okoliczność: marsjańska jonosfera jest znacznie mniej zanieczyszczona szumem radiowym. Na Ziemi nadawanie na krótkich falach radiowych wymaga większej mocy z powodu obecności w eterze szumu radiowego, powodowanego przez odległe wyładowania atmosferyczne i radioamatorów, nadajniki wojskowe i popularne stacje muzyczne. Na Marsie te wszystkie problemy znikają.

Amatorskie urządzenia radiowe kojarzą się z ciężkim, nieporęcznym sprzętem, który nie nadaje się do pełnienia roli przenośnego środka komunikacji. W ziemskich warunkach zostały jednak opracowane - dla celów wojskowych - zaawansowane technologicznie systemy przenośnej komunikacji radiowej na falach krótkich; z pewnością można je wykorzystać podczas odkrywania Marsa. Do takich rozwiązań należy zaawansowany miniaturowy system pracujący na wysokich częstościach (AMHFS, ang. Aduanced Miniaturę High Freąuency System), produkt firmy Defense Systems Inc.; jest to system nadawczo--odbiorczy, wyposażony w jednostki o objętości 0,7 dm3 i masie 0,8 kg - a więc wystarczająco małe, by można było się nimi posłużyć nie tylko w roverach, lecz także poza pojazdem. Doświadczenie zdobyte w ziemskich warunkach pozwala stwier-

218 • CZAS MARSA

dzić, że na oświetlonej Słońcem półkuli Marsa system mógłby przekazywać dane z szybkością 2,4 kb/s, będąc zasilanym energią słoneczną o mocy IOW lub energią elektryczną o mocy 30 W. Szybkość 2,4 kb/s pozwala na transmisję technicznych danych telemetrycznych, poczty elektronicznej, przekazywanie głosu w czasie realnym (niska jakość) oraz pakietową transmisję głosu z wysoką jakością. Transmisja głosu w czasie rzeczywistym i z wysoką jakością (znana nam z ziemskich telefonów) wymagałaby dwudziestokrotnie szybszej transmisji danych i zasilania mocą 600 W - z łatwością generowaną przez rovera. Zapotrzebowanie na moc może okazać się znacznie mniejsze, jeśli marsjańska atmosfera jest naprawdę tak spokojna, jak przewiduje teoria.

System AMHFS wykorzystuje technikę adaptacyjnego sondowania, polegającą na automatycznym przeszukiwaniu widma częstości i odnajdowaniu najwyższej częstości nadającej się do użytku w czasie rzeczywistym; następnie jednostki wymieniają „uścisk dłoni" - potwierdzenie nawiązania łączności i poprawnego przesłania danych. Nawet jeśli podczas transmisji warunki jonosferyczne są nieprzewidywalne lub zmienne, system AMHFS potrafi się przystosować, znajdując i wykorzystując najlepszy dostępny kanał radiowy. Elektroniczne układy AMHFS kompensują niedostatki rozmiarów anteny dla długości fali wybranej do nawiązania łączności. Dzięki temu ta sama sześciometrowa antena prętowa nadaje się do przesyłania danych z częstością 0,5 MHz i 5 MHz. Stosowane anteny są bardzo lekkie, mają kształt sprężyny śrubowej, łatwo się składającej.

Wykorzystanie krótkich fal radiowych do utrzymywania łączności przyniesie dodatkową korzyść. Identyczny system będzie stosowany do głębokiej, radarowej penetracji gruntu. Sygnał radiowy o częstości 3 MHz ma długość fali równą 100 m. W suchym środowisku takie skierowane w dół sygnały mogą spenetrować marsjański grunt na głębokości około 10 długości fali, czyli l km. Wielu wybitnych geologów, zajmujących się Marsem, uważa, że na planecie mogą występować zwierciadła ciekłej wody na głębokości 500-1000 m pod powierzchnią pla-

ODKRYWANIE MARSA • 219

nety. Nawet jeśli nie wszędzie, to niemal na pewno w niektórych miejscach energia geotermiczna powoduje topnienie kieszonek podpowierzchniowego lodu i powstawanie gorących zbiorników podpowierzchniowych. (Geologicznie Mars jest wciąż żywy. Ocenia się, że ogromne wulkany na kontynencie Tharsis mają niespełna 200 milionów lat. Z punktu widzenia 4,5 miliarda lat historii Czerwonej Planety to tak jakby wybuchały jeszcze wczoraj). Astronauci podróżujący roverem i korzystający z krótkofalówek będą mogli wysyłać impulsy radarowe w głąb ziemi. Podpowierzchniowe zwierciadło wodne ma znacznie wyższą przewodność właściwą niż otaczająca je sucha gleba czy lód, dlatego jeśli znajduje się na głębokości do l km, spowoduje silne odbicie sygnału radiowego z powrotem do odbiornika w roverze, natomiast czas od wysłania sygnału do powrotu pozwoli załodze określić głębokość poziomu ciekłej wody. Po odkryciu geotermicznie podgrzewanego basenu wodnego płytko pod powierzchnią planety astronauci będą mogli przystąpić do wierceń. W końcu woda jest konieczna do życia.

Nawigacja na Marsie

Badacze Marsa muszą też opanować marsjańską nawigację. Dla poruszających się w terenie astronautów - choć zostaną wyposażeni w dobre mapy Czerwonego Globu, opracowane na podstawie obrazów powierzchni planety, przekazanych z orbity okołomarsjańskiej przez sondy - najpoważniejszym problemem będzie określenie położenia rovera. Umiejętność ta, przydatna do dokumentacji i lokalizacji punktów, interesujących z naukowego punktu widzenia, ma przede wszystkim kluczowe znaczenie w kwestii przeżycia. Zgubienie się na marsjańskich pustkowiach - podobnie jak na północnoafrykańskiej pustyni podczas II wojny światowej - może dla załogi rovera oznaczać śmierć. Radiolatarnia w bazie będzie wskazywała drogę powrotną podróżującym astronautom, lecz, niestety, jej zasięg ograniczy horyzont bazy (o promieniu 40 km). Astronauci, wy-

220 • CZAS MARSA

ruszający na dalszą wyprawę, mogliby wprawdzie ustawić drugą radiolatarnię na szczycie wzgórza w pobliżu horyzontu bazy, następną po przebyciu kolejnych 40 km i tak dalej. Opisana technika oznakowania drogi powrotnej do bazy wprowadza jednak istotne ograniczenia, a ponadto - podobnie jak w opowieści o szlaku znaczonym okruchami chleba, które zostały zjedzone przez ptaki - awaria którejkolwiek radiolatarni może mieć katastrofalne skutki. Z jakich innych metod nawigacji skorzystają załogi roverów?

Pierwsza rzecz, jaka przychodzi do głowy inżynierowi pracującemu w przemyśle lotniczym i kosmicznym, to wykorzystanie satelitów nawigacyjnych. W każdej chwili znana jest szerokość areograficzna satelity, który krąży po niskiej orbicie biegunowej5. Umieszczenie radiolatarni na satelicie (wystrzelona w 1996 roku sonda Mars Global Surueyor jest wyposażona w radiolatarnię) pozwoli załodze rovera usłyszeć sygnał z satelity i określić własną szerokość areograficzna przez porównanie momentu najmniejszego oddalenia radiolatarni z tabelami ruchu satelity, przechowywanymi w pamięci systemu komputerowego rovera. Ponadto tempo zbliżania się satelity do rovera będzie znacznie szybsze, gdy pojazd będzie znajdował się w miejscu, nad którym przebiega orbita satelity, a wolniejsze -gdy znajdzie się daleko od takiego miejsca. Pomiar przesunięcia dopplerowskiego, spowodowanego zbliżaniem się i oddalaniem radiolatarni, dostarczy danych potrzebnych do obliczenia odległości na wschód lub zachód od linii rzutu orbity satelity na powierzchnię Marsa, dokładnie wskazującej kierunek pół-noc-południe. Długość areograficzna astronauci wyznaczą, porównując obliczenia z komputerowym zapisem wartości długości areograficznej satelity w funkcji czasu.

Te nowoczesne techniki są wystarczająco dokładne. W warunkach ziemskich identyczną metodę zastosowano w systemie łączności satelitarnej Argos, śledzącym ruchy jastrzębi i łosi z dokładnością do l km (tyle że to łosie i jastrzębie nosiły radiolatarnię, a satelita był odbiorcą i przeprowadzał potrzeb-

5 Orbita przebiegająca nad biegunami planety (przyp. red.).

ODKRYWANIE MARSA • 221

ne obliczenia). Mimo to trzeba rozwiązać pewne problemy. Satelita krąży po mniej więcej dwugodzinnej orbicie, podczas gdy w dole obraca się Mars. Obserwator na powierzchni planety natknie się na satelitę tylko dwukrotnie w ciągu doby: raz w ciągu dnia i drugi raz nocą, co oznacza, że jeden satelita pozwala wprowadzić korekty położenia zaledwie raz na 12 godzin. Sytuacja ulegnie poprawie po umieszczeniu na około-marsjańskich orbitach biegunowych kolejnych sztucznych satelitów, ale będzie się to wiązało z naprawdę dużymi wydatkami. A co się stanie w przypadku awarii radiolatarni satelitarnej, roverowego odbiornika lub systemu komputerowego? Czy istnieją zastępcze, nieskomplikowane technicznie metody określania położenia?

Na Ziemi podstawowym przyrządem nawigacyjnym, wykorzystywanym przez marynarzy, był przez długi czas kompas magnetyczny. Urządzenie to jest, niestety, bezużyteczne na Marsie, gdyż nie ma on prawie w ogóle pola magnetycznego. A jednak na Czerwonej Planecie można stosować pewne starożytne ziemskie metody astronawigacji, i to^ z lepszym skutkiem niż na Ziemi.

Każdy, kto kiedykolwiek starał się określić położenie na naszej planecie wie, że ustalenie szerokości geograficznej jest proste, natomiast trudności sprawia wyznaczenie długości geograficznej. Do określenia szerokości geograficznej wystarczy sekstans, którym mierzy się kąt między biegunem niebieskim a horyzontem: ów kąt jest szukaną szerokością geograficzną. Pomiar jest szczególnie łatwy na półkuli północnej, ponieważ biegun niebieski z dokładnością do 1° pokrywa się z położeniem Gwiazdy Polarnej. Wskazuje ona również kierunek północny dokładniej niż jakikolwiek kompas. Czy na Marsie znajdzie się jakaś dobrze widoczna gwiazda, odpowiednik ziemskiej Gwiazdy Polarnej? Nie, lecz północny biegun niebieski Marsa - o rektascensji 21,28h i deklinacji północnej 52,89° - wyjątkowo łatwo odnaleźć, gdyż leży prawie dokładnie w połowie pomiędzy dwoma jasnymi gwiazdami: Denebem i a Cephei (Cefeusza). Dysponując sekstansem, będzie można podczas pogodnych nocy (które na pustynnym Marsie zdarzają

222 • CZAS MARSA

się znacznie częściej niż na Ziemi) z łatwością wyznaczyć szerokość areograficzną.

A co z długością areograficzną? Mając dokładny zegarek, ustawiony na standardowy czas, na przykład średni czas Greenwich (GMT), możemy wyznaczyć ziemską długość geograficzną, określając godzinę wschodu Słońca i porównując ją z tabelami, które podają godzinę wschodu Słońca dla danego dnia i południka (w przypadku Greenwich - południka zerowego, czyli dla 0° długości geograficznej) na określonej szerokości geograficznej. Jeśli na przykład wiemy, że 21 marca na naszej szerokości geograficznej Słońce wzejdzie o szóstej rano na południku zerowym, a obserwujemy wschód Słońca o siódmej rano (na zegarku wskazującym czas GMT), stwierdzamy, iż znajdujemy się na 15° zachodniej długości geograficznej (ponieważ Ziemia obraca się z prędkością 360° na dobę, czyli 15° na godzinę).

Дата добавления: 2015-10-28