Space Exploration Technologies

Криолитосфера Марса и ее строение - Масштаб и возможный вещественный состав

Масштаб и возможный вещественный состав. Один интригующих вопросов геологической эволюции Марса - количество воды в верхнем слое коры планеты. Современные знания о физических условиях на планетах убеждают в том, что количество воды на них увеличивается по мере удаленности их орбит от Солнца, а наиболее распространенной формой ее стабильного существования становится лед, роль которого как породообразующего минерала все более возрастает.

Наглядным примером этой тенденции служит Марс. Если на Земле свободная вода находится одновременно в трех фазовых состояниях (при доминирующей жидкой фазе), то на Марсе формы стабильного существования .воды уже более ограниченны - здесь она находится преимущественно в твердой фазе. Из-за большей удаленности от Солнца (в 1,5 раза дальше, чем Земля) и разреженности атмосферы поверхность Марса подверглась сильному охлаждению (средняя температура -60 °С). Область постоянных отрицательных температур вокруг планеты (криосфера) повсеместно (от экватора до полюсов) проникает в верхнюю часть коры на глубины до нескольких километров. Появилась самостоятельная твердая оболочка промерзания - криолитосфера, толщина которой в среднем составляет 1,5 км на экваторе и 5 км на полюсах.

Марсианская криолитосфера способствовала вымораживанию атмосферной влаги и сконцентрировала в себе (в форме льда) значительную долю свободной воды, выделившейся при дегазации планеты. Поэтому наблюдаемое на Марсе количество атмосферной влаги зависит главным образом от упругости пара надо льдом, заключенным в мерзлых породах и слагающим "вечные" полярные шапки планеты.

Кроме "вечных" полярных шапок, с осени и до конца зимы, когда в средних и высоких широтах одного из полушарий планеты температура поверхности снижается до -130 °С, образуются сезонные полярные шапки. Часть атмосферной влаги и около 20% основной компоненты атмосферы - углекислого газа - вымораживаются и оседают на поверхность в виде снежного покрова/ который распространяется в северном полушарии от полюса до параллели 45°. Толщина этого покрова изменяется от нескольких миллиметров на периферии шапок до одного метра на полюсах.

Более двадцати лет назад советскими учеными была высказана гипотеза , согласно которой сезонные полярные шапки Марса имеют концентрически - зональное строение. В зонах, примыкающих к полюсам, они должны состоять из льда CO2 и небольшой части льда Н2О. Южнее располагается зона льда СO2 с примесью газогидрата (CO2-6H2O), затем зона газогидрата и в краевом кольце - лед H2O. Похоже, что авторы этой гипотезы правы - присутствие льда Н2О и газогидратов в краевой зоне северной шапки было зафиксировано с помощью посадочного аппарата "Викинг-2". Таким образом. на поверхности Марса сезонно образуются не только лед H2O, но также лед СО2 и газогидраты.

. Модельный разрез криолитосферы Марса по меридиану, показывающий возможные области стабильных фаз H2O и CO2

А могут ли существовать другие фазовые состояния воды и углекислоты в мерзлых толщах марсианской криолитосферы? Ведь из-за планетарных масштабов мерзлоты и больших глубин многолетнего промерзания в пределах криолитосферы планеты очень широко меняются термодинамические условия (температура и давление), при которых могут существовать те или иные стабильные фазы воды, углекислоты и газогидратов. Исследование этого вопроса проводилось одним из авторов. Полученные результаты свидетельствуют о том, что стабильные фазы воды, углекислоты и газогидратов в криолитосфере Марса распределены неравномерно, как в широтном направлении, так и по глубине. При этом областью стабильного существования льда Н2O служит целиком вся криолитосфера, тогда как области сущест вования фаз твердой и жидкой углекислоты, а также газогидратов приурочены к определенным зонам (рисунок), глубина которых меняется в зависимости от широты местности. В экваториальных и средних широтах ближе к поверхности располагается область существования газогидратов, ниже ее - жидкой углекислоты, а в самых глубоких частях - вновь область газогидратов. В полярных разрезах криолитосферы картина ее строения несколько другая - здесь близко к поверхности может находиться обширная область существования твердой углекислоты (сухого льда), а ниже - область жидкой углекислоты, сменяющаяся с глубиной областью газогидратов.

Будет ли устойчив лед Н2О при контакте мерзлых пород со столь сухой атмосферой в разных широтных зонах Марса? Оказывается, нет. Дело в том, что среднегодовым температурам поверхности Марса на разных широтах соответствуют разные величины упругости пара надо льдом. Так, в низких шпротах упругость пара надо льдом больше, а в высоких меньше, чем парциальное давление водяного пара в атмосфере. По этой причине в пределах широтного пояса от 50° с. ш. до 50° ю. ш. существует постоянный дефицит насыщения атмосферы водяным паром. Это в свою очередь приводит к испарению льда из поверхностных мерзлых пород и превращению последних в сухие (почти лишенные льда) породы. Лишь на широтах выше 50° лед может устойчиво существовать в поверхностных породах.

Поскольку дефицит влажности на разных широтах неодинаков (максимальный - на экваторе и минимальный - на средних широтах), то мощность слоя иссушенных (морозных) пород должна быть наибольшей в экваториальной зоне и постепенно уменьшаться по направлению к полюсам. Следовательно, глубина кровли мерзлых пород, залегающих под морозными, также должна меняться в зависимости от широты. Однако, чтобы определить эти глубины, необходимо применение в больших масштабах геофизических методов и бурения непосредственно на поверхности Марса, а это уже дело отдаленного будущего. Но нельзя ли заглянуть в недра криолитосферы уже сейчас, когда в нашем распоряжении находятся только детальные космические снимки марсианской поверхности? Выход подсказала сама марсианская мерзлота, а вернее, геоморфологические признаки ее проявления в самых распространенных формах рельефа - метеоритных кратерах, которые, в зависимости от размера, "вскрывают" верхний слой планеты на глубину от десятков метров до нескольких километров. Потребовалось только найти код к прочтению той. информации, которая заключена в морфологии марсианских метеоритных кратеров.