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