Первые сейсмические наблюдения на Марсе были проведены спустя сто лет после знаменательного 1877 г. - года Великого противостояния, когда были открыты спутники и «каналы» Марса. Опыт земной и внеземной (лунной) сейсмологии позволяет рассчитывать, что и на Марсе сейсмология окажется ведущим методом при изучении внутреннего строения планеты, внесет свой вклад в решение как фундаментальных общепланетарных, так и локальных проблем: происхождение планет, закономерности их эволюции, характер тектонической активности, природа магнетизма, проблема воды и пр.

Еще продолжалась работа лунной сейсмической сети, когда к сейсмическому «патрулю» присоединилась третья планета Солнечной системы - Марс. На поверхности Марса планировалась работа двух сейсмических станций - они и летели на космических аппаратах «Викинг». Однако первый сейсмометр, совершивший мягкую посадку на равнине Хриса, не «распаковался» и не включил питание. Зато второй - на равнине Утопия - работал в течение 19 земных месяцев с 4 сентября 1976 по 3 апреля 1978 г., когда истощились источника питания.

Сейсмологи надеялись оценить фон микросейсм, зарегистрировать местные, а если повезет, то и далекие марсотрясения (задача оказалась затруднительной, поскольку регистрация велась лишь в одной точке), изучить особенности волновой картины. Это позволило бы установить, на что больше похож Марс - на Землю (где бывают четкие вступления волн от границ) или на Луну (где сейсмограмма имеет большую длительность, а в интерференции волн трудно выделить фазы, соответствующие отдельным границам). Забегая вперед, скажем, что (в одной точке, за полтора года, при сильном ветре) выполнить эти задачи оказалось непросто. Результаты получены минимальные, но даже они позволяют сделать далеко идущие выводы.

Условия наблюдений.
Сейсмометр вел регистрацию на плоской, каменистой, красноватой равнине, усеянной камнями разной величины и формы и покрытой тонкодисперсным слоем реголита. Пейзаж напоминал некоторые земные пустыни. Вокруг простиралась равнина с кратерами ударного происхождения, более редкими по сравнению с лунным пейзажем. В отличие от лунного ландшафт сглажен ветровой и водной эрозией. Камней в точке посадки «Викинга-2» было больше, чем у «Викинга-1». Видны «языки» выбросов из 100-километрового кратера Ми, расположенного в 200 км от места посадки. В пыли вокруг места посадки запечатлелись следы струй тормозных двигателей. Узкие, свободные от камней ложбины образуют прямоугольную сеть.

Опоры «Викинга-2» углубились в грунт на несколько сантиметров, аппарат (по данным наклономера) стоял неровно и покачивался под порывами ветра. Собственно прибор располагался над одной из опор на высоте 1 м от поверхности.

В таких условиях очутился и затем работал более полутора лет первый и пока (надеемся - ненадолго) единственный марсианский сейсмометр, установленный на равнине Утопия в точке 47°89' с.ш., 225°86' з.д.

Характеристика аппаратуры и ветровые помехи.
Первая сейсмограмма с Марса была передана в осенний марсианский полдень 4 сентября 1976 г. В момент включения сейсмометра на Земле было 00 ч 53 мин 01 с по Гринвичу - миг рождения марсианской сейсмологии.

Сейсмическая станция включала в себя трехкомпонентный сейсмометр, усилители, фильтры, магнитную память, автоматику для выделения, сжатия во времени, калибровки и передачи сигнала на Землю. Размер станции 12 х 12 х 15 см, вес 2,2 кг, потребляемая мощность - 3,5 Вт. Сейсмометры - электродинамические, настроенные на регистрацию скорости смещения, их резонансная частота 4 Гц, затухание 0,6. Частотный диапазон регистрации 0,1-10 Гц, максимальное увеличение тракта 218 000 (на частоте 3 Гц), минимально различимый сигнал 2 мкм на 3 Гц и 10 мкм на 1 Гц. Марсианский сейсмометр в 70 раз «грубее» лунного, его чувствительность соответствует фону микросейсм при тихой погодена Земле.

При мягкой посадке вертикальный сенсор получил наклон 8° (допустимый - 15°), один из горизонтальных оказался направленным на северо-запад (N 31° W), второй, ортогональный, - на юго-запад (S 59° Е).

Первые 62 марсианских дня наблюдения шли 6-дневными сериями в разных режимах. Когда Марс на 40 дней зашел за Солнце, регистрация велась .в ждущем (нормальном) режиме. Передача на Землю сначала шла каждые сутки, в дальнейшем - дважды в неделю. Каждая команда содержала «распоряжение» о режиме регистрации, увеличении на вертикальном и горизонтальном каналах, частоте фильтра, калибровочном сигнале, времени выполнения команды.

Порывы ветра фиксировались независимо метеоприборами и сейсмометрами, их можно было сравнивать.

При анализе марсианских сейсмограмм в земных лабораториях удалось отделить ветровые помехи от приборных (работа электродвигателя, грунтозаборника, поворота антенн): эти помехи оказались более высокочастотными и легко «срезались» фильтрами.

Основной источник микросейсм на Марсе - ветер. Отмечены суточные и сезонные вариации направления и скорости ветра марсианским летом. Первые 60 сут наблюдений самыми тихими были ночные часы с 18 ч (2 ч после захода солнца) до 4 утра, скорость ветра не превышала 1- 2 м/с (она фиксировалась только метеодатчиками - порог сейсмической чувствительности составил 3 м/с). С восходом Солнца ветровые эффекты усиливались, порывы длились 1 - 3 мин, создавая помехи, между ними на 10 - 50 мин устанавливалось затишье.

В период 60 - 90 сут с начала регистрации затишье длилось с 18 ч вечера до 7 утра, а максимальные порывы (до 7 - 10 м/с) начинались вскоре после полудня. Тихая ночь, относительно тихое утро, увеличение ветра после полудня - таков ветровой характер марсианской осени. При этом ранним утром ветер дул с северо-востока, с 7 до 9 ч он менялся на юго-восточный, в полдень, продолжая вращение по часовой стрелке, становился юго-западным, а после полудня - северо-западным. Период смены сезонов был отмечен штормовыми ветрами и соответствующими микросейсмическими бурями. На 119-е сутки с 11 утра ветер превысил 7,5 м/с, а после полудня наблюдались порывы до 15,1 м/с. Экстремальное «ненастье» пришлось на 131 - 132-е сутки наблюдений: ветер превышал 18 м/с и вызывал напряжения в конструкции спускаемого аппарата. Существенно, что микросейсмы были обусловлены дрожанием «Викинга» под ветром, а не колебаниями грунта. Об этом говорит тесная корреляция: амплитуда перемещений сейсмометра пропорциональна квадрату скорости ветра - именно такое соотношение характеризует турбулентные вихри.

Анализ сейсмограмм.
Ветреная погода на равнине Утопия преобладала все полтора с лишним года сейсмических наблюдений. Лишь около 3 месяцев в сумме были тихими. На 12-е марсианские сутки была получена сейсмограмма импульсного вида, потом на 23-и, 42-е, 49-е и так вплоть до заветного 80-го дня - 6 ноября 1976 г. Восемь «кандидатов» претендовали на то, чтобы представлять марсианскую сейсмичность, и лишь одна запись выдержала «экзамен» - остальные не «пропустили» метеоданные (сейсмические импульсы пришлись на сильные порывы ветра).

И хотя 6 ноября метеодатчик не работал, так что независимых измерений скорости ветра не было, сейсмологи единодушно решили, что эта запись - марсотрясение. Оснований для такого вывода несколько. Во-первых, событие произошло ранним утром (в 3⁰⁰), когда обычно было безветренно. Во-вторых, вступление имело довольно высокую частоту (4,8 Гц), тогда как у ветровых импульсов она не превышала 3,0 - 3,9 Гц. А главное, вид сигнала, его изменение во времени очень напоминали записи, полученные в южной Калифорнии с аппаратурой «Викинг» во время ее «тренировки» на Земле. Одна из таких записей - запись афтершока землетрясения в Сан-Фернандо (1971 г.) магнитудой 3,0 на расстоянии 65 км. Другая - запись химического взрыва (102 т) в карьере Корона (эквивалентная магнитуде 2,5) на удалении 69 км.

Из этой уникальной марсианской записи удалось «выудить» вступления продольной и - через 13 сек. - поперечной волны. Если в качестве первого приближения считать, что в марсианской коре волны бегут с той же скоростью, что и в земной, и что сейсмический толчок произошел вблизи поверхности, можно определить эпицентральное расстояние - 110 км. Измеренная амплитуда поперечной волны соответствует магнитуде в очаге 2,8 по шкале Рихтера, если действительно рассеяние и поглощение волн в марсианской коре похожи на земные. На записи вертикального прибора вслед за интенсивной поперечной волной отчетливо видны еще два вступления, запаздывающие на 10 с. Если считать, что поперечная волна бежит со скоростью 3,5 км/с, то эти особенности записи могут быть объяснены двукратным отражением от границы на глубине порядка 15 км.

Что это за граница? Соответствует ли она земной границе Мохо - разделу между корой и мантией? Ведь на карте, построенной по гравитационным аномалиям Буге в предположении, что средняя мощность коры Марса 40 км, а перепад плотности между корой и мантией 0,6 г/см³, региону равнины Утопия соответствуют глубины границы порядка 15 - 20 км. Но поскольку запись единственная, такое заключение неоднозначно. Даже для Луны, для которой сейсмограмм имеется гораздо больше, природа границы в коре еще не объяснена.

По единственной записи марсотрясения удалось сделать первые оценки сейсмической активности Марса. На Земле происходит ежегодно 45 землетрясений с магнитудой 6,5. Если бы Марс был так же активен, как Земля, то, учитывая его меньшие размеры, ежегодно можно было бы ожидать 13 таких толчков, в среднем по одному в месяц. Однако за три месяца их замечено не было (правда, тихие «окна» в метеобурях были не сплошными, быть может, погода «стерла» драгоценные волны), зафиксировано всего одно событие с магнитудой около трех. Это достаточное основание заключить, что либо Марс сейсмически пассивнее земли, либо равнина Утопия (и вообще «океаническая» половина планеты) асейсмична. Из общих соображений и аналогий с Землей именно так и должно быть, т.е. сейсмически более интересными на Марсе оказываются континентальные, тем паче - вулканические регионы. Туда-то и направятся будущие сейсмические экспедиции. И когда удастся поставить сейсмометры непосредственно на грунт (а то и заглубить в него), чувствительность приборов возрастет на два-три порядка, так что даже за такое краткое сейсмическое «дежурство» удастся получить более выразительную картину местной сейсмичности.

Интересно заметить, что если бы сейсмостанция «Викинга», гораздо менее чувствительная, чем «Аполлона», оказалась в районе Фра-Мауро Луны, то за шесть лет регистрации она записала бы всего три мелкофокусных тектонических толчка (с магнитудой 4,5) и не «заметила» бы ни одного приливного глубокофокусного с магнитудой ~1,5 и глубиной очага 800 км. Это значит, что с большой вероятностью можно утверждать: сейсмичность Марса выше лунной не более чем на порядок.

Перспективы сейсмических исследований.
Сейсмология сделала на Марсе лишь первые шаги. Однако не за горами продолжение исследований, которое планируется советскими учеными в 1994 - 1996 гг. и далее. В различных регионах красной планеты, особенно в таких еще недавно «живых», как области Фарсида, Элизии, долины Маринер, нужно изучить уровень микросейсмического фона, естественную сейсмичность, исследовать структуру как верхней части разреза, так и глубоких недр.

Для этого необходимо постепенно построить глобальную сеть сейсмических наблюдений, в начальном варианте - из трех разнесенных на сотни километров сейсмометров. Вместе с тем (или даже до организации глобальной сети) целесообразно создать такие региональные сейсмические «треугольники» в наиболее интригующих районах. При этом желательно, ради уменьшения эффекта ветровых помех, устанавливать сейсмометры прямо на грунт, заякоривать и прижимать их к поверхности, а еще лучше - углублять их с помощью сбрасываемых со спускаемого аппарата пенетраторов. Это позволит регистрировать сигналы на порядок - два слабее, s частности, фиксировать из любой точки планеты марсотрясения с магнитудой более 5.

Для сейсморазведки верхней части разреза нужно расставлять группы или профили сейсмометров (с помощью марсохода и / или пенетраторов) и производить сейсмические воздействия постукиванием, вибрацией, подрывами зарядов и пр.

При малых временных сериях наблюдении может оказаться перспективной регистрация (с помощью высокочувствительной и узкополосной аппаратуры) высокочастотных микросейсм, излучаемых дефектами структуры верхней части разреза.

Внутреннее строение

Определение внутреннего строения Марса - сложная задача сравнительной планетологии. Модели носят пока теоретический, прикидочный характер. При их построении исходят из космогонических представлений об образовании планет, используют аналогии с Землей (радиальная изменчивость свойств вещества, существование глобальных оболочек - коры, мантии, ядра - результат геохимической дифференциации), учитывают данные о гравитационном поле.

Сегодня о Марсе известно больше, чем о Венере и Меркурии. Полагают, что условия конденсации вещества протопланетного облака здесь благоприятствовали соединению железа с серой и преобладанию железистых силикатов (молекулярное отношение Mg/(Mg+F) для Марса составляет 2/3, для Земли—0,9). Вопрос же о составе ядра остается открытым.

Ниже представлен вариант разделения Марса на минералогические зоны по В.Н.Жаркову (1983). Для Марса более вероятной представляется низкотемпературная модель. В ней фазовый переход оливина в шпинелевую модификацию начинается на довольно больших глубинах - порядка 800 км (при давлении около 100 бар и температуре 1400 °С). Глубже, вплоть до 1150 км, простирается зона совместного существования обеих модификаций, а относительно тонкая нижняя мантия (до ядра - до глубины 1700 км) сложена оливином в структуре шпинели. Перовскитовая же модификация, из которой, возможно, состоит нижняя мантия Земли, в недрах Марса из-за низких давлений отсутствует.

При повышении температуры недр шпинелевая зона Марса должна погружаться, а при охлаждении - подниматься. Это может сыграть немалую роль в тектонике Марса.

Согласно оценкам вязкость нижней мантии Марса слишком мала, чтобы выдерживать (на космических интервалах времени) большие касательные напряжения. Эти напряжения должны концентрироваться в жесткой, мощной (до 500 км) литосфере, достигая сотен бар.

Если ядро Марса не чисто железное, а представляет собой сплав железа с сернистым железом (Fe - FeS), то оно будет иметь низкую температуру плавления (порядка 1000 °С), к тому же слабо зависящую от давления. Тогда можно объяснить (за счет механизма «динамо») происхождение наблюдаемого (хотя и очень слабого) дипольного магнитного поля Марса.

Есть надежда, что решить проблему состава ядра помогут будущие сейсмические исследования.

Полное содержание железа в Марсе составляет около 25%, что меньше, чем у Земли и Венеры (32%) и гораздо меньше, чем у Меркурия (60 - 70%).

Остановимся на нескольких конкретных вариантах моделей внутреннего строения Марса.

С.В.Козловской (Институт физики Земли АН СССР) были рассчитаны модели внутреннего строения Марса: глубины границ и закон изменения плотности для трехслойной структуры кора - мантия - ядро. Рассматривались вариации мощности коры от 20 (степень выплавления сиалического материала, соответствующая Земле) до 200 км (полное выплавление всего «корового» вещества из мантии). Судя по тому, что многие формы рельефа поверхности говорят о недавней активности недр, полное выплавление маловероятно, поэтому при расчетах была взята мощность коры 100 км. При построении модели мантии Марса за основу бралась «земная» зависимость плотности от давления (в центре Марса давление соответствует земному на глубине 800 км). В наиболее вероятной из рассмотренных моделей железное ядро имеет радиус 960 км и массу 5% от планетарной, а скачок плотности на его кровле составляет величину от 4,7 до 8,5 г/см³. Большего радиуса ядра не допускает момент инерции. Мантия «получилась» в среднем толщиной 2 426 км, ее масса составила 89% от планетарной, а содержание ортосиликата железа превысило содержание в земной мантии на 15 - 20%. Вещество такой мантии имеет нормальную плотность 3,55 г/см³ (а в Земле - 3,3 г/см³), сейсмические волны в ней должны распространяться медленнее, чем в верхней мантии Земли при аналогичных температурах и давлении. Именно они то и смогут в дальнейшем вынести «вердикт» о правомерности предложенной модели.

Американские исследователи также предложили несколько вариантов моделей внутреннего устройства Марса и изучили их сейсмологические следствия - особенности волновой картины. Предполагается, что содержание железа в Марсе эквивалентно содержанию его в хондритовых метеоритах. Ожидается большое железо-сульфидное ядро, богатая оксидами железа мантия и тонкая кора. Радиус ядра может составлять от 1/3 радиуса планеты (в случае ядра земного типа или чисто железного состава) до половины (ядро из сернистого железа). Проведены математическое моделирование и исследование разных вариантов. Предпочтение отдано такой модели: кора мощностью 30 км, верхняя мантия, сложенная оливином (мощность 1 113 км), нижняя шпинелевая (561 км), ядро с радиусом 1 694 км. В этой модели ядро больше и плотнее, а мантия менее плотная, чем предполагали ранее.

Теоретический анализ нескольких альтернативных моделей сейсмической структуры Марса подтверждает принципиальную перспективность сейсмических просвечиваний. Анализ расчетных годографов, кривых фазовых и групповых скоростей волн, свободных колебаний планеты выявил общие сейсмические свойства разных вариантов внутренней структуры Марса: более низкие, чем на соответствующих глубинах в Земле, скорости пробега волн, малые изменения величин скорости по вертикали в пределах пород одного минералогического состава, отсутствие резкой сейсмической границы при переходе от мантии к ядру. Это объясняется меньшими размерами, плотностью и силой тяжести на Марсе.

Сейсмические наблюдения смогут сообщить о состоянии марсианских недр. В случае жидкого ядра должны регистрироваться интенсивные (отраженные от его кровли) поперечные волны, но не будет волн, прошедших сквозь ядро, - «зона тени» существует на эпицентральных расстояниях 100 - 140°. Период собственных колебаний планеты с жидким ядром составит 30 - 40 мин. Если же ядро у Марса твердое, волны поведут себя иначе: «зона тени» исчезнет, отраженные от ядра волны ослабнут, планета будет испытывать более частые собственные колебания (25 - 30 мин).

Характер рельефа, гравитационное поле и явные признаки относительно молодого вулканизма на Марсе служат индикатором возможного существования в мантии зон частично расплавленного вещества - астеносферы. И сейсмические волны способны ее обнаружить. Если мощность астеносферы достигает 50 - 300 км, а скорость пробега сейсмических волн в ней уменьшается не менее чем на 7%, у волн появится «зона тени» на удалениях 17 - 21°, а период собственных колебаний Марса увеличится на 2,2%.