Масштаб и возможный вещественный состав.
Один из 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 десяти лет назад советскими учеными была высказана гипотеза [1], 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 СО₂ с примесью газогидрата (СО₂-6Н₂О), затем зона газогидрата и в краевом кольце - лед Н₂О. 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.

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 [2]. 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 H₂O служит целиком вся криолитосфера, тогда как области существования фаз твердой и жидкой углекислоты, а также газогидратов приурочены к определенным зонам (рис. 8), 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 широтах 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 [3]. Потребовалось только найти код к прочтению той информации, которая заключена в морфологии марсианских метеоритных кратеров.

Структура верхних горизонтов криолитосферы. Детальные снимки поверхности Марса (с разрешением деталей рельефа до нескольких десятков метров) показали, что для многих свежих метеоритных кратеров характерна специфическая морфология зоны выбросов грунта из них. Как правило, зона выбросов представляет собой систему радиально ориентированных потоков грунта с лопастевидными краями (рис. 9). Марсианские выбросы из кратеров имеют поразительное сходство с грязевыми потоками на Земле, а ширина зоны выбросов в несколько раз протяженнее, чем у лунных и меркурианских кратеров, образованных в безводных средах. Происхождение таких флюидизированных кратерных выбросов на Марсе связывается с экскавацией льдосодержащих пород в момент метеоритного удара, когда материал выбросов после баллистического переноса и падения продолжал какое-то время двигаться по поверхности как текучая субстанция типа грязевых потоков. Такие кратеры - своеобразные «буровые скважины». Положение кровли этих пород определяется глубиной выброса материала из кратера (глубиной экскавации), которая связана функциональной зависимостью с диаметром кратера. Физика высокоскоростного удара дает глубину экскавации простого кратера примерно 0,08 от его диаметра, а сложного кратера - 0,1 - 0,13.

Рис. 9. Свежий метеоритный кратер Арандес (диаметр 28 км) с ярко выраженными потоковидными выбросами. Фото «Викинга-1»

Такой кратерный метод определения глубин кровли льдосодержащих пород был разработан одним из авторов (Р. К.) и с успехом был применен для картографирования структурных неоднородностей криолитосферы Марса [4] При изучении многих тысяч метеоритных кратеров (диаметром от 1 до 60 км) по всей поверхности Марса была обнаружена интересная закономерность. Оказалось, что в зависимости от географической широты местности минимальные размеры кратеров с потоковидными выбросами заметно различаются. Так, их диаметр в экваториальных районах составляет 5 - 8 км, в средних и высоких широтах 1 - 3 км. А это уже доказательство того, что глубина положения кровли пород, содержащих лед, в направлении от экватора к высоким широтам постепенно уменьшается.

Статистическая обработка позволила обнаружить довольно сложную картину структуры верхних горизонтов криолитосферы (рис. 10). Выяснилось, что области наибольшего иссушения тяготеют к экваториальной зоне для которой характерен наибольший дефицит влажности. Граница раздела между морозными и мерзлыми породами в экваториальной зоне находится на глубинах 300 - 400 м. На широте 30° глубина кровли уменьшается до 200 м, а на широте 50° - до 50 - 100 м.

Рис.10. Карта минимальных глубин (в метрах) кровли льдосодержащих пород на Марсе. Пунктирные линии - интерполяция

Согласно теоретическим исследованиям иссушение марсианских пород на глубины, близкие к обнаруженным кратерным методам, могло происходить в течение периода времени, который соизмерим с геологической историей Марса. Это означает, что максимальные глубины кровли мерзлых пород на Марсе могли сформироваться за 3,6 - 4,5 млрд. лет. Если это действительно так, то приходится признать крайне устойчивое положение коры Марса относительно оси вращения планеты в течение всей геологической истории.

Относительная льдистость верхних слоев криолитосферы.
Определить абсолютное содержание льда в марсианских породах в разных районах планеты и на разных глубинах пока еще невозможно. Однако выяснилось, что фотоснимки марсианских кратеров такого рода информацию - хотя и косвенно - могут дать. Кратерный метод, о котором мы только что говорили, характеризует также относительную льдистость пород в момент образования кратера. В результате статистической обработки были получены значения относительной льдистости марсианских пород на разных широтах и глубинах (вплоть до глубины 1 км), что позволило построить карты льдосодержания верхнего слоя криолитосферы (рис. 11). Характерно, что распределение льда в верхнем слое криолитосферы также оказалось подчиненным широтной зональности, что означает доминирующую роль клима тического фактора в распределении льда в поверхностных породах Марса. В то же время на фоне широтно-зонального характера распределения льда заметно выражена асимметрия северного и южного полушарий по степени льдистости пород. По-видимому, этому способствовало более низкое положение поверхности северного полушария. Здесь расположены обширные низменности, в которых в течение миллиарда лет могли накапливаться мощные толщи тонкозернистого материала, сносимого с материковых возвышенностей южного полушария. Такие осадочные отложения в условиях сурового климата Марса и могли стать наиболее крупным потенциальным резервуаром для накопления льда.

Рис.11. Меридиональные профили относительного содержания льда марсианских пород в слоях разной глубины:
1 - 200° з.д.; 2 -280° з.д.; 3 - 345° з. д.; 4 - 55° з. д.; 5 - 125° з. д..

Весьма примечателен тот факт, что самые высокие значения льдосодержания пород в пределах слоя мощностью в несколько сотен метров оказались приуроченными к двум крупным областям в северном полушарии.. Ими оказались самые низкие участки равнин Ацидалийской и Утопии, расположенных между 30 и 60° с.ш. в пределах долгот 0 - 80° и 230 - 260° з.д. Именно в эти области планеты происходил неоднократный сток огромных масс воды через крупнейшие выводные русла, берущие начало в экваториальной зоне Марса (долины Касэй, Маджа, Симуд, Арес, Тио) и на северо-западных мегасклонах плато Элизии (например, долина Храт). И не менее интересен факт, что к этим же областям приурочен уникальный тип ландшафта - местности мегаполигонального рельефа, которые морфологически оченьсходны с полигональными структурами на Земле в зонах распространения высокольдистой мерзлоты. Однако по размеру они на 1 - 2 порядка величины крупнее своих земных аналогов. Эти области рассматриваются многими исследователями Марса как крупные седиментационные бассейны на месте грязевых палеоокеанов. Считается, что они могли сформироваться в результате катастрофического высвобождения крупных масс воды (в течение последних 2 млрд. лет геологической истории). через крупнейшие эрозионные долины Марса.

Возможные запасы воды в криолитосфере.
По существующим в настоящее время оценкам [3] содержание воды ( в форме льда) во всем объеме криолитосферы Марса может составлять 7,7·10²² г. В свою очередь процесс иссушения привел к сокращению нижней границы мерзлоты на многие сотни метров. Если из общего объема криолитосферы вычесть объем сухих и оттаявших снизу пород, то возможное содержание воды в мерзлых породах Марса составит 5,4·10²² г. Это количество во много раз превышает содержание воды в полярных шапках планеты (2·10²¹ г) и, по-видимому, представляет собой значительную часть общих запасов свободной воды, выделившейся за геологическую историю Марса. Если бы всю воду, содержащуюся в криолитосфере, равномерно распределить по поверхности Марса, то образовался бы океан глубиной в несколько сот метров. Кроме того, под крнолитосферой наверняка существует область подмерзлотных вод, о количестве которых пока трудно что-либо сказать.

Формирование в верхней части марсианской коры мощной криогенной оболочки еще одно свидетельство в пользу представления о том, что в ходе эволюции внешних оболочек планет вода стремилась обособиться в самостоятельный планетарный резервуар. Но в зависимости от внешних условий на поверхности планет резервуар принимал разную форму - например, в виде гидросферы - на Земле, криолитосферы - на Марсе и ледяной коры - на спутниках Юпитера и Сатурна.