Марс

С точки зрения эволюции Марс является антиподом Венеры и представляет собой другую противоположность Земле, хотя по своим природным свойствам более похож на нее и, возможно, был близким аналогом Земли на ранних этапах эволюции. Наиболее актуальные задачи, которые стоят сейчас перед исследователями Марса, включают изучение кратковременных и долгопериодических вариаций климата, геологический и химический состав пород, образующих поверхностный слой коры планеты, сезонные циклы содержания в атмосфере воды и углекислоты, поиск распределения различных форм воды как на глубине, так и в приповерхностном слое —жидкой, связанной и водяного льда. Вообще, с проблемой воды в геологическом прошлом и настоящем

Марса связано построение различных климатических, геологических и эволюционных моделей этой планеты и наличие возможных следов примитивных форм существующей или палеожизни.

В нашу задачу, естественно, не входит рассмотрение многочисленных аспектов природы Марса, в исследованиях которого за последние десятилетия достигнут громадный прогресс. Этому способствовали в первую очередь успешные полеты орбитальных космических аппаратов «Марс Реконнейсанс Орбитер», «Марс Глобал Сорвейор», «Марс Одиссей», «Марс Экспресс», «Феникс», работа на поверхности марсоходов «Спирит» и «Оппортьюнити», обзор результатов которых и развитых модельных подходов потребовал бы значительного расширения списка литературы. Поэтому мы ограничимся ссылкой на ряд обзоров и монографий (см., например, Kieffer и dp., 1992; Carr, 1981, 1996 1999', 2000; Jakosky, Jones, 1997; Fanale, 1999; Hartmann, 2003; Hartmann, Neukum, 2001), где можно найти необходимые первоисточники. Для нас первостепенный интерес представляет обсуждение проблемы эволюции Марса как открытой нелинейной диссипативной системы, с учетом влияния отдельных факторов или их совокупности на переход к устойчивому состоянию природной среды.

Необходимо, в частности, ответить на вопрос о том, какие механизмы могли оказать критическое воздействие на те природные условия, которые предположительно были на Марсе в раннюю эпоху, что подкрепляется сохранившимися на поверхности морфологическими особенностями. Они свидетельствуют о наличии потоков жидкой воды на поверхности при значительно более плотной атмосфере и, следовательно, гораздо более благоприятном климате. Если такие условия действительно существовали, то природу современного сухого (содержание Н20 в атмосфере не превышает 10 мкм осажденной воды) и холодного (средняя температура 210 К) Марса нельзя объяснить тем, что он расположен на 0,5 а. е. дальше от Солнца, чем Земля, а скорее следует связать с его размером, который примерно вдвое меньше земного. Соответственно, масса Марса почти на порядок меньше, чем у Земли, и это должно было привести к раннему исчерпанию радиогенных изотопов, что оказало сильное влияние на геологию и коллапс атмосферы. В отличие от Венеры, сохранившаяся тонкая углекислая атмосфера Марса (95 объемных % С02, 2,7% N2 и 1,6% Ar) со средним давлением у поверхности 6,1 мбар (в 160 раз меньше земного) не создает сколь-нибудь заметного парникового эффекта, и сезонносуточные вариации температуры превышают сто пятьдесят градусов, от +20°С в некоторых районах у экватора до -130°С на зимней полярной шапке, где конденсируется сухой лед С02. Однако древняя атмосфера, сопоставимая по плотности с земной, вполне могла обеспечить достаточно высокую поверхностную температуру, способную удерживать жидкую воду и даже ее круговорот между поверхностью и атмосферой (Squyres, Kasting, 1994; Carr, 1999). Интересно, что современная разреженная атмосфера повышает температуру у поверхности за счет парникового эффекта всего на 4 К, а его климатические условия подвержены сезонным вариациям (Родин, Уилсон, 2006).

Современный Марс — это холодный пустынный мир с обилием кратеров, системами горных хребтов, плато, плоскогорий и долин, сохранивший следы палеомагнитного поля, развитого вулканизма, разрушенных изверженных пород, влияния на поверхностные ландшафты атмосферной динамики (рис. Ц.6, Ц.7). Несомненно, что поверхность и атмосфера Марса изменялись на протяжении его геологической истории в результате интенсивной ударной бомбардировки, вулканических, тектонических и эрозионных процессов. Тектоника, вероятно, оказала влияние на эволюцию древнего Марса (Anderson и др., 2001). С тектоническими и вулканическими процессами следует связать появление на рубеже 3,9—3,8 млрд лет назад гидрологического цикла и атмосферы вторичного происхождения Под действием гидрологических и гляциологических процессов вместе с атмосферным выветриванием сильно эродировали кратеры и подверглись модификации марсианские ландшафты. Степень эрозии кратеров свидетельствует, в частности, о том, что она произошла в условиях плотной атмосферы, — современная атмосфера не могла бы оказать такого разрушительного воздействия. Сильнее всего их разрушали процессы выветривания (weathering) с участием ветра и воды и происходило это свыше 3,5 млрд лет тому назад, до катастрофического коллапса атмосферы, так что самые старые кратеры практически стерты с лица Марса (Brain, Jakosky, 1998-, Golombek, Bridges, 2000).

Громадные наслоения пыле-песчанного материала скрыли многие первоначальные структуры, в том числе большие отложения подповерхностного льда, образовавшиеся после изменения климата (Mangold, Allemand, 2001 Mellon et ai, 2004). Наличие таких отложений на примерно метровой глубине, преимущественно на высоких широтах, подверженных сезонным вариациям, подтверждено измерениями путем нейтронной спектрометрии при мониторинге с орбиты спутника «Марс Одиссей» (Митрофанов и др., 2004-, Litvak et ai, 2006-, Токапо, 2005 Кузьмин и др., 2007). Содержание льда в каменистых породах по массе достигает 50%. Формирование отдельных деталей рельефа, особенно расположенных на склонах, происходило, по-видимому, с участием потоков воды, а на ряде поверхностных структур обнаруживаются особенности, которые заманчиво связать с периодическими просачиваниями (seepage) подповерхностной воды в недавнем прошлом, см. рис. Ц.8 (Malin, Edgett, 2000). С большой вероятностью можно ожидать, что еще более значительные запасы воды в виде ледяных линз и прослоев сохранились на глубине в сотни метров и нельзя исключить, что вследствие аккумуляции тепла за счет внутреннего теплового потока (при крайне низкой теплопроводности льда) у нижней поверхности подтаивающей линзы может находиться жидкая вода (Маров, 1986; Clifford, Parker, 2001) или, что еще более вероятно, резервуары рассолов.

О том, что вода бороздила поверхность Марса в течение нескольких сот миллионов лет его истории (вероятно, в период приблизительно от 3,8 до 3,5 млрд лет тому назад) свидетельствуют многие признаки, являющиеся неотъемлемой чертой марсианской геологии. Прежде всего это системы долин и промоины, напоминающие русла высохших рек с многочисленными притоками, тянущимися на многие сотни километров, некоторые из которых можно связать с бурными водными потоками, образующимися из-за таяния подповерхностного льда при обнажении ледяных линз, или уподобить движениям антарктических ледников (Gulick, 2001; Lucchitta, 2001). Примером таких образований служит район к северу от Элизиума, где через разломы в марсианской коре на поверхность могла выходить вода. В свою очередь, в областях древней тектонической активности обнаруживаются эродированные следы потоков на склонах, которые могли быть вызваны выпадением обильных дождей и даже селями и где на общем хаотическом фоне рельефа сформировались отдельные упорядоченности (рис. Ц.9).

Между тем, обнаружены и более молодые промоины на внутренних склонах ударных кратеров или на стенках глубоких ложбин, в основном на их южной стороне, возраст которых оценивается не миллиардами, а миллионами лет. Возможно, эти черты рельефа связаны с периодическими изменениями наклона оси вращения Марса в пределах от 15° до 35° на временной шкале ~ 10 млн лет, обусловленными, главным образом, влиянием мощного гравитационного поля Юпитера. На еще больших временных интервалах возмущения могут приобретать хаотический характер, так что наклон оси вращения изменяется от 0 до 60°. Это создает предпосылки для грандиозных изменений климата вследствие изменения инсоляции на полюсах и интенсивности перехода летучих в атмосферу из полярных шапок, состоящих из водяного льда вместе с отложениями в зимнем полушарии углекислоты, реголита и пермофроста (Ward и dp., 1974; Ward, Rudy, 199Г, Phillips и dp., 2001). Рельеф высокоширотных областей не противоречит такой возможности. Обнаружено, в частности, что поверхность между полюсами и экватором перекрыта осадочными породами толщиной 4—6 км на севере и 1—2 км на юге, а сама поверхность изрезана обрывами и трещинами, которые как бы закручиваются вокруг полюсов. Сам осадочный чехол имеет слоистую структуру, что подкрепляет предположение о периодических изменениях климата. Наконец, ряд морфологических особенностей можно связать с появлением на поверхности жидкой воды значительно позднее 3,5 млрд лет, что требует наличия парникового эффекта в значительно более плотной, чем современная, атмосфере. Убедительным примером служит обнаружение на снимке, полученном космическим аппаратом «Марс Экспресс» внутри одного из кратеров большого ледяного озера (рис. Ц.10).

Структуры рельефа в северных районах Марса, по данным наблюдений со спутника «Марс Глобал Сорвейер», напоминают береговые линии древнего океана, ограничивающие области постоянной высоты поверхности, что можно объяснить равномерным осадконакоплением в больших объемах воды на северных равнинах Марса. По оценкам геологов, общая средняя глубина океана могла достигать 0,5 км (Carr, 1999; Head и dp., 1999; Ivanov, Head, 2001; Mahn, Edged, 2001) и, видимо, это значение ограничивает максимальные запасы воды, которая могла бы сохраниться на Марсе, за вычетом потерь (~30%) вследствие аэрономических процессов, как показали расчеты нетеплового убегания атомов водорода и кислорода из атмосферы планеты, рис. 1.3.4 (Крестьянникова, Шематович, 2006; Шематович и dp., 2007). Подтверждением существования древнего океана на Марсе служит обнаружение при помощи марсохода «Оппортьюнити» на плато Мердиани слоистых пород осадочного происхождения (аналогичных осадочным породам на океаническом ложе Земли) с высокой концентрацией солей хлора и брома (рис. Ц.11).

Эти отложения можно действительно ассоциировать с береговой линией древнего океана, где на мелководье происходили циклические процессы испарения и/или вымерзания, оставившие после себя слоистые осадочные породы, богатые солями хлора и брома (Squyres et al., 2004 Rieder et al., 2004).

Маловероятно, однако, что вода в океане и реках могла появляться на поверхности в периоды сравнительно кратковременных климатических потеплений. Об этом свидетельствует возраст кратеров, соседствующих с этими формами рельефа, которые, вероятнее всего, относятся к первым миллиардам лет эволюции планеты (Hartmann, Berman, 2000). В то же время с этими представлениями трудно согласовать приведенные выше данные о слоистой структуре осадочных пород в средних широтах, так что определенные противоречия сохраняются. Более того, они никак не исключают эпизодическую гидрологическую активность на современном Марсе, равно как и сохранившийся остаточный вулканизм. Разрешению этих противоречий могут помочь результаты морфологического и минералогического картирования поверхности Марса со спутника «Марс Экспресс» (Bibring et ai, 2005).

(а) Модель потери воды из атмосферы Марса посредством аэрономических процессов, за счет которых Марс мог потерять за геологическое время примерно треть своего древнего океана

Рис. 1.3.4. (а) Модель потери воды из атмосферы Марса посредством аэрономических процессов, за счет которых Марс мог потерять за геологическое время примерно треть своего древнего океана. (6) Механизмы диссипации из атмосферы водорода и кислорода, основным из которых является образование сверхтепловых атомов кислорода, обладающих энергией, достаточной для убегания с Марса, (в) Рассчитанные потоки и плотность сверхтепловых атомов кислорода в верхней атмосфере Марса как следствие механизмов фотолиза молекул воды и дезактивации

возбужденных атомов О

Если принять гипотезу о благоприятном климате древнего Марса, то немедленно возникает принципиальный вопрос: сформировались ли его современные природные условия в результате долгой и сложной эволюции, или же эти изменения в геологическом масштабе времен произошли, по-существу, внезапно. На стандартную модель тепловой эволюции определенные ограничения накладывает состав SNC-метеоритов, в частности, отношение D/H, происхождение которых связывается с Марсом (McSween, 1994: Watson и dp., 1994 Mathew, Marti, 2001 см. также Carr, 1996). Модель предполагает выделение железо-сульфидного ядра вскоре после завершения аккумуляции, дифференциацию слагающего вещества на оболочки (хотя и менее полную, чем у Земли), конвективный теплоперенос в мантии, обеспечивший ранний вулканизм, и генерацию магнитного поля за счет динамо в ядре, пока оно сохранялось жидким (Zuber и др., 2000', Zharkov, Gudkova, 2005). Между тем, не удается ответить на вопрос о том, сформировался ли Марс, подобно другим планетам земной группы, из наиболее древнего первичного вещества, из которого состоят метеориты хондритового состава и, в частности, соответствует ли отношение содержаний в нем железа и кремния земному, равному 1,7 (McSween, 1999). Если окажется, что состав Марса отличается от хондритовой модели, для чего есть определенные основания, то это будет иметь принципиальное значение для космогонии Солнечной системы. Отголоском существования у Марса магнитного поля служат зарегистрированные в древних поверхностных породах южного полушария магнитные аномалии (палеомагнетизм). Эти районы обогащены гематитом, что, в свою очередь, подтверждает наличие подповерхностного льда (Acuna и др., 1999 Christensen и др., 2000). Энергетическими источниками, очевидно, служили диссипация тепла при аккрециии и дифференциации вместе с теплом, выделяемым при распаде долгоживущих радиоактивных изотопов в недрах. Вулканизм прекратился в связи с начавшимся остыванием Марса из-за ограниченного запаса радиогенных изотопов на планете относительно небольшой массы, что, вероятно, способствовало редукции атмосферы.

Такая модель представляется нам достаточно обоснованной. Вместе с тем, выдвинута гипотеза, согласно которой вулканизм на Марсе появился в результате его соударения с крупным астероидом, образовавшим котловину Эллада поперечником около 2000 км в районе, антиподальном возвышенности Фарсида, на которой как раз находятся крупнейшие в Солнечной системе щитовые вулканы высотой до 26 км. Другими словами, выходы магматических пород через молодую марсианскую кору были инициированы таким катастрофическим событием, а это, свою очередь, привело к радикальному изменению рельефа северного полушария и, возможно, внесло свой вклад в образование атмосферы. С другой, более поздней, глобальной катастрофой, также вызванной столкновением с крупным астероидом, связывают потерю атмосферы и переход Марса от сходного с Землей эволюционного пути приблизительно в первый миллиард лет на развитие по совершенно иному сценарию. Следует признать, что обе эти гипотезы носят в значительной степени умозрительный характер, хотя исключать возможность катастрофических событий, конечно, нельзя.

Вместе с тем, и без привлечения подобных событий отличная от Венеры и Земли эволюция Марса была, вероятно, предопределена его формированием в кольцевом сгущении турбулентного газопылевого диска ближе к Юпитеру, где меньше величина солнечной постоянной, и довольно большим экцентри- ситетом орбиты, подвергающейся коротко- и долгопериодическим вариациям из-за влияния Юпитера. К этому следует добавить отсутствие у Марса крупного спутника типа Луны, способного застабилизировать положение оси вращения в пространстве (два небольших астероидоподобных спутника Марса Фобос и Деймос не способны выполнить эту роль). Наконец, свой вклад могла внести большая эффективность ударной бомбардировки в окрестности Юпитера и сравнительно слабое гравитационное поле Марса, ограничившее возможность удержания плотной атмосферы. Другими словами, все эти факторы создают предпосылки для меньшей степени устойчивости системы и ее большей уязвимости для внешних воздействий. Под влиянием таких воздействий, которые, несомненно, играли важную роль в истории Марса, могла существено легче происходить последовательность бифуркаций системы, ассоциируемой с совокупностью природных комплексов на определенном этапе эволюции и их переходом в новое состояние.

 
Посмотреть оригинал
< Пред   СОДЕРЖАНИЕ ОРИГИНАЛ   След >