С тех пор, как в 1870-е годы Джованни Скиапарелли и Персиваль Лоуэлл стали рассуждать о природе каналов на Марсе, учёные, фантасты, философы, а в последнее время и успешные инженеры мыслят о Марсе как о некой «Земле 2.0» или, как я писал в одной из моих первых статей на Хабре, о «планете, которую можно отремонтировать». Предполагается, что когда-то на Марсе был целый океан воды, такую гипотезу действительно можно сформулировать, исходя из уже известных данных о марсианском рельефе. Сейчас планета Марс исключительно сухая (заметные запасы поверхностного водяного льда, вероятно, найдутся только в марсианских полярных шапках). Можно предположить, что Марс высох, поскольку вся вода с него улетучилась в космос, однако есть и другая гипотеза, объясняющая как современный марсианский климат, так и рельеф, очертания которого напоминают «береговые линии». Возможно, мы наблюдаем лишь следы древнего марсианского углеродного цикла. Подробнее — под катом.
Марс поразительно напоминает Землю своим рельефом. Его вполне можно считать пустынной пересечённой местностью с сухим климатом, напоминающим антарктический (в меньшей степени — арктический). Ранее в статье «Острова, пустыни и песочницы. Как устроен ��ест-драйв марсоходов» я рассказывал о некоторых ландшафтах, в частности, об острове Девон в Канадском арктическом архипелаге, которые вполне подходят для тестовых прогонов тех марсоходов, что остались на Земле в качестве испытательных моделей. Правда, арктический климат достаточно влажный, поэтому ещё ближе по условиям к марсианским пустыням — сухие оазисы Мак-Мёрдо, расположенные в Антарктиде примерно под 77° ю.ш. к западу от пролива Мак-Мёрдо. Эта территория площадью более 8000 кв. км. — самый большой регион в Антарктике, свободный от льда. Вот типичный ландшафт с одного из этих оазисов:
Теперь, когда мы располагаем многочисленными фотографиями марсианских ландшафтов в высоком разрешении, а отдельные регионы (например, кратер Гейл) исследованы даже не с географической, а с топографической точностью, можно констатировать, что марсианские формы рельефа местами неотличимо похожи на земные. Частично они образованы продолжающимся выветриванием, а частично должны были сформироваться на берегах или на дне водоёмов. Как и на Земле, на Марсе наблюдаются долины, каньоны, дюны, а также характерные гряды камней под названием «озы». Можно сравнить форму озов на Скандинавском полуострове и на Марсе:
Возникновение озов на Земле хорошо изучено: это намывная форма рельефа, формирующаяся под воздействием потоков талой воды. Озы существуют тысячелетиями, подолгу после того, как пересохнут. Сегодня газовая оболочка Марса настолько тонкая, что при имеющемся атмосферном давлении открытые водоёмы на планете существовать не могут — они бы просто испарились. Ранее плотность марсианской атмосферы могла быть выше — впрочем, здесь нас интересует, как могли сформироваться марсианские русла и какая жидкость их проложила.
Гипотеза о марсианском океане является авторитетной и подробно смоделирована. Вам могли попадаться в Интернете вот такие картинки, на которых мелководный океан занимает почти всё северное полушарие Марса. По некоторым оценкам его глубина в нойском геологическом периоде могла достигать от одного до двух километров. Но чем больше такая оценочная гл��бина, тем сложнее представить, как Марс успел потерять такое количество воды, более того, пересохнуть настолько равномерно и полностью.
Сухой лёд и жидкая двуокись углерода
В 2024 году вышло сразу несколько работ, авторы которых усомнились в водном намывном происхождении марсианских осадочных пород. Исследователь Питер Балер (Peter Buhler) из Института планетологии при Аризонском университете изложил такую картину: он предположил, что в древних климатических условиях, когда атмосфера Марса была плотнее, углекислый газ мог конденсироваться в районе полюсов, выпадая в виде «снега» и «льда» и покрывать водные глетчеры слоем высотой до 600 метров. Твёрдый диоксид углерода должен, как и газообразный, оказывать парниковый эффект, а также предотвращать слишком быстрое испарение подтаявшего льда. Именно такой двухслойный ледник мог быть источником тех вод, следы которых сейчас выглядят как сухие русла. По мнению Балера, такие реки могли достигать тысяч километров в длину.
Наличие «сухого льда» в современных марсианских полярных шапках не подвергается сомнению. Углекислый газ замерзает при -78,5°C, а на полюсах Марса температура может падать до -1600 С. Тем не менее, маловероятно, что сухой лёд образует на марсианских полюсах сплошной покров. В 90-е и начале 2000-х предполагалось, что северная полярная шапка Марса преимущественно водяная, а южная — углекислотная, но сегодня считается, что на замёрзший диоксид углерода приходится порядка 1% объёма марсианских ледников. Толщина южной полярной шапки Марса может достигать 4 км. Согласно этому исследованию, такой объём сухого льда просто рассыпался бы под собственным весом, так как сухой лёд более хрупкий, чем водяной. Сухой лёд тонким слоем накапливается на полюсах зимой. Такое внимание к свойствам сухого льда показало, что он время от времени образуется и в Антарктиде, в особенности, поблизости от научных станций, поскольку там содержание CO2 в атмосфере выше, чем в среднем на материке. Надеюсь разобрать эту тему в одной из следующих публикаций. Возвращаясь к теме марсианского климата и рельефа, обратимся к моделям, согласно которым при более высокой плотности атмосферы CO2 мог существовать на Марсе не только в твёрдом, но и в жидком состоянии.
Физические свойства и химическая активность жидкого CO2 до сих пор плохо изучены. Это прозрачная жидкость без запаха, которая образуется при давлении немного выше 5 атмосфер и устойчиво сохраняется при температурах между -45 °C и -50°C. При -50°C плотность жидкого CO₂ составляет 1156 кг/м³. Естественно, вода при такой температуре независимо от солёности может существовать только в виде снега и льда, а плотность льда значительно ниже — порядка 917 кг/м³. Таким образом, слои из жидкого CO2 могут долго сохранять текучесть под слоем из водяного льда. При этом жидкий CO2 тяжелее воды и практически в ней не растворяется. Аналогично, при физических условиях, когда вода и диоксид углерода могут сосуществовать в жидком состоянии, растворимость воды в жидкой двуокиси углерода очень низкая и изменяется от 0,02 до 0,10 %.
Айзек Б. Смит, ассистент-профессор в Школе инженерии им. Лассонда при Йоркском университете в Канаде, специализируется на изучении земной и марсианской геологии. Ещё в 2011 году он участвовал в исследовании данных, полученных в районе южной полярной шапки Марса при помощи радара. Согласно этим данным, сухой лёд под грунтом располагается так, как будто образовывал бассейны.
Если лёд наполняет котловину, то его прочность становится не так важна, поскольку конфигурация залежей зависит от формы и глубины самой котловины. Иными словами, при другой плотности атмосферы, нежели сегодня, объект в северо-западном углу этой карты мог представлять собой не углекислотный ледник, а углекислотное озеро. Поскольку сухой лёд имеет более низкую вязкость, чем водяной лёд, а гравитация на Марсе ниже, чем на Земле, марсианские углекислотные ледники должны были ползти гораздо быстрее, чем движутся ледники на Земле. Возможно, такие массы из смеси сухого и водяного льда скорее текли, чем ползли.
По словам Майкла Хехта, исследователя из обсерватории Haystack при Массачусетском технологическом институте, наблюдаемая морфология и минералогия Марса сильно не согласуется с явным дефицитом воды во внутренних областях планеты. В статье, написанной под его руководством и опубликованной в октябре 2024 года в журнале «Nature Geoscience», Хехт с соавторами рассматривают три вероятных сценария присутствия жидкого CO2 на Марсе: стабильные поверхностные водоёмы, ручьи, возникающие в результате подтаивания углекислотного ледника и подповерхностные резервуары. Ниже я разберу, прежде всего, третий сценарий, для чего вновь обращусь к работе Питера Балера. Но перед тем давайте обсудим, как на древнем Марсе мог строиться углеродный цикл, хорошо изученный на Земле.
Модель древнего марсианского углеродного цикла
Древний Марс мог обладать мягким и влажным климатом, лишь если там было существенно теплее, чем сейчас. Условия для кратковременного (по геологическим меркам) потепления на Марсе могут сложиться в период первичного расширения Солнца, когда оно начнёт превращаться в красный гигант — эту модель я ранее рассматривал в статье «Последнее лето Марса». При этом сложно представить, как на Марсе пару миллиардов лет назад вообще мог существовать более тёплый климат, ведь молодое Солнце, разгораясь, светило гораздо слабее современного. Эта проблема называется «парадокс слабого молодого Солнца», и я надеюсь посвятить ей отдельную статью в блоге на Хабре. Однако, насколько мы понимаем атмосферную динамику и причины катастрофического парникового эффекта на Венере, на тёплой (а не выжженной) планете должна быть плотная атмосфера с развитой конвекцией, способная обеспечивать как постоянную плюсовую температуру, так и защиту от космических лучей и солнечного ветра. Если атмосфера Марса в древности была даже вполовину от нынешнего уровня насыщена углекислым газом, то он мог служить парниковым газом, а его избытки неизбежно конденсировались бы в разных регионах планеты в твёрдом или (гипотетическом) жидком агрегатном состоянии.
Следы водоёмов, некогда наполненных смесью воды и жидкого углекислого газа, можно было бы обнаружить по залежам карбонатов. Марсоход «Спирит» обнаружил карбонаты в кратере Гусева, а марсоход «Персеверанс» — в кратере Езеро. Наконец, марсоход «Кьюриосити», тщательно исследовавший кратер Гейла, в большом количестве нашёл там сидерит — руду, богатую карбонатом железа.
Также «Кьюриосити» нашёл на Марсе оксигидроксид железа — минерал, подвергшийся вторичному окислению уже после контакта с водой. Все эти разрозненные факты позволяют предположить, что углеродный цикл на Марсе сохранялся и после того, как планета практически высохла. Сейчас он вряд ли существует, но при подходящих условиях может перезапуститься.
Согласно современным представлениям, переход Марса от (относительно тёплого) влажного климата к сухому и холодному был постепенным и мог быть обусловлен постепенной потерей атмосферы. Поэтому вода присутствовала на Марсе повсюду: борозды и ущелья, напоминающие каньоны и речные русла, соседствуют как с ударными кратерами, так и с более ровными и выветренными бассейнами, которые могут являться остатками древних озёр. Особенно интересен в этом отношении кратер Езеро: он является ударным, но в нём, по-видимому, успела скопиться вода, то есть он стал одним из последних водосборных бассейнов на Марсе. Озеро там могло существовать около 3,5 миллиарда лет назад. На следующей карте с обозначением высот заметна дельта реки Неретвы, впадавшей в кратер Езеро на северо-западе.
По мнению Питера Балера, которое подкрепляется и другими исследованиями, последние поверхностные водоёмы на Марсе существовали около 3,6 миллиарда лет назад, на рубеже нойского и гесперийского геологических периодов. Во всех областях планеты кроме полярных они необратимо испарялись, а близ полюсов запасы водяного льда сохранялись под толщей углекислотного. В особенности это было характерно для южного полюса. Углекислотный лёд оказывал парниковый эффект на заключённый под ним водяной лёд, и г��аницы полярной шапки немного подтаивали, в результате чего там брали исток углекислотно-водные реки. Ниже этого тонкого водоносного слоя водяной и углекислотный лёд смешивались, образуя вечную мерзлоту. По мнению Балера, наиболее характерный рельеф такого происхождения сохранился на равнине Аргир в южных широтах Марса — как раз на окраине этого региона находится кратер Гейла.
В геологическом отношении регион имеет примерно такое строение.
Аргир при этом имеет ударное происхождение, диаметр равнины составляет примерно 1800 км. Самые глубокие области Аргира расположены на 5,2 километра ниже его «берегов», и на дне этого бассейна заметны многочисленные озы, которые, как было сказано выше, на Земле являются чёткими индикаторами бывших речных русел. Озы состоят из песка и гальки, причём их ориентация позволяет предположить, что они образованы реками, струившимися из-под южной полярной шапки. Минеральный состав равнины за пределами кратера Гейла не изучен, но экстраполяции, проведённые в конце 2024 года под руководством Майкла Манга из Калифорнийского университета в Беркли, позволяют предположить, что последние подповерхностные или даже открытые озёра на Марсе, существовавшие около 3 миллиардов лет назад, были изолированы в такой среде:
Заключение
Таким образом, в условиях, когда марсианская атмосфера ещё была плотной, она всё равно состояла преимущественно из углекислого газа. В ходе атмосферной циркуляции часть атмосферного углекислого газа сносилась к полюсам Марса, где предохраняла от испарения преимущественно водяной лёд. На момент существования последних открытых марсианских водоёмов толщина углекислотной ледяной шапки на юге могла достигать 0,6 км, а толщина водяного льда под ней — до 4 км. Под давлением углекислотного льда водяной лёд медленно подтаивал, частично растапливая и углекислотный, и питал последнее марсианское море, расположенное в регионе Аргир. Оно существовало около 3,6 миллиарда лет назад и было сравнимо по площади с современным Средиземным морем.
Эти данные открывают интересные перспективы для лёдодобывающей промышленности, которую, вероятно, стоило бы отработать на аналогичных ландшафтах в Антарктиде. К теме такой добычи твёрдого и не вполне водяного льда на Марсе также собираюсь вернуться в одной из следующих статей.
