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
V.M. Slipher,
W czasie ekspedycji Campbella Stany Zjednoczone były już w posiadaniu Alaski (od 1867 r.), gdzie znajduje się najwyższy szczyt Ameryki Północnej – Denali (przyp.tłum).
W.W. Campbell,
W.W. Campbell, S. Albrecht,
C.C. Kiess, C.H. Corliss, H.K. Kiess i E.L.R. Corliss,
Halofile to słonowodne bakterie, które dobrze się rozwijają i wymagają wysokich stężeń soli o wartości 15–30 proc.
C. Sagan,
L.D. Kaplan, G. Münch, H. Spinrad,
Domieszkowanie materiałów wytworzonych w laboratorium polega na celowym wprowadzaniu zanieczyszczeń (w tym przypadku galu) do półprzewodnika (zazwyczaj krzemu). Zanieczyszczenia zmieniają właściwości elektryczne półprzewodnika, sprawiając, że jest bardziej czuły na określony zakres długości fali światła.
