Почему Марс красный?

Любое исследование, любое открытие или изобретение начинается с малого — вопроса. И далеко не всегда этот вопрос звучит сложно и запутанно. Порой он кажется весьма простым, но вот ответ на него может оказаться далеким от простого. Нашим одним из самых знаменитых и обсуждаемых соседей по Солнечной системе является Марс, получивший название Красная планета. Возникает очевидный вопрос — почему Марс красный? Ученые из Брауновского университета (Провиденс, США) провели исследование, в котором смогли установить причину столь яркого окраса Марса. Какие методы использовались, какие данные анализировались, и что же является источником красного цвета четвертой планеты от Солнца? Ответы на эти вопросы мы найдем в докладе ученых.

Основа исследования

Определение доминирующих фаз оксида железа в марсианской пыли может обеспечить количественные ограничения на прошлые и настоящие химические среды планеты, климатические условия и обитаемость. На Земле слабокристаллический ферригидрит (Fe₅O₈H · nH₂O) образуется посредством быстрого окисления Fe²⁺ в водных средах при околонейтральном pH и низких температурах, превращаясь в кристаллический гематит (α-Fe₂O₃) в теплых условиях или гетит (α-FeOOH) при постоянном наличии воды. Таким образом, эти пути образования и преобразования могут ограничивать прошлые условия окружающей среды, включая pH, температуру, окислительно-восстановительное состояние и доступность воды. Красноватая окраска покрытой пылью марсианской поверхности изучалась с момента ранних телескопических наблюдений, которые намекали на присутствие загрязненной железной руды, известной как лимонит, которая содержит гидроксид железа гетит.


L'Observatoire pour la Minéralogie, l'Eau, les Glaces et l'Activité (OMEGA)

Между тем последующие наземные телескопические и лабораторные наблюдения приписали красноватый оттенок присутствию пигментного безводного гематита (называемого «нанофазой NpOx»), диспергированного в поверхностном реголите и/или покрытии горных пород. На основании отсутствия признаков поглощения воды на длинах волн ближнего инфракрасного диапазона (1–2.5 мкм), определенных спектрометром OMEGA (L'Observatoire pour la Minéralogie, l'Eau, les Glaces et l'Activité) Европейского космического агентства (ESA от European Space Agency), утверждалось, что безводные и пыльные области содержат оксиды железа, возможно, гематит или маггемит (γ-Fe₂O₃). Более того, широко используемая минералогическая модель предполагает, что эти безводные оксиды железа в марсианской пыли образовались в результате непрерывного окисления и выветривания в условиях бедной водой поверхности в течение амазонского периода, который охватывает период примерно с 3 миллиардов лет назад до настоящего времени.

Ранние наблюдения космических аппаратов выявили отличительную особенность гидратации 3 мкм в спектре марсианской пыли задолго до того, как были идентифицированы более слабые спектральные особенности NIR (от near infrared, т. е. ближний инфракрасный диапазон), связанные с минералами изменений. Более поздняя оценка данных OMEGA отметила, что большая полоса поглощения 3 мкм глубже в наблюдениях ярких, пыльных регионов по сравнению с темными, менее пыльными территориями. Повышенная интенсивность этой полосы поглощения в пыльных регионах была приписана либо более высокому содержанию воды, адсорбированной на поверхностях зерен из-за большого отношения поверхности к объему частиц пыли, либо H₂O, связанной в гидратированных минералах в пыли. Используя данные OMEGA за десять лет, было показано, что полоса 3 мкм может быть приписана прочно связанной H₂O и/или гидроксильным группам в минеральной структуре пыли.


Compact Reconnaissance Imaging Spectrometer for Mars (CRISM)

Компактный спектрометр видимого и ближнего инфракрасного излучения для визуализации Марса (CRISM от Compact Reconnaissance Imaging Spectrometer for Mars) NASA также показал глубокое поглощение с центром на 3 мкм в ярких, пыльных областях. Наконец, лабораторные исследования отражения марсианского метеорита ALH 84001 выявили полосу гидратации 3 мкм (из-за колебаний растяжения H₂O), хотя не было обнаружено полос на 1.4 мкм (комбинация растяжения OH и изгиба H-O-H) или на 1.9 мкм (комбинация мод растяжения и изгиба H₂O). Базальтовые вулканические стекла также обычно включают широкую полосу 3 мкм из-за H₂O без более слабых особенностей 1.4 или 1.9 мкм. Кроме того, водородная сигнатура в марсианском метеорите «Black Beauty» была приписана гидроксилированным минералам оксида железа.


MIMOS II Mössbauer

Данные, собранные прибором MIMOS II Mössbauer (MB) на марсоходах Mars Exploration Rovers (MER), показали существование сферул гематита размером в мм (также известных как «черника») и гетита в определенных выходах горных пород, а также повсеместное присутствие неопределенной фазы оксида железа («нанофаза NpOx») в мелкой пыли. Хотя данные MER MB можно использовать для определения степени окисления Fe (Fe³⁺/Fe_T), трудно различить минералогию трехвалентного железа, присутствующего в марсианской пыли.

Эта трудность возникает из-за того, что в диапазоне нанокристаллов (< 10 нм) отдельные характеристики различных оксидов железа постепенно исчезают по мере уменьшения размера частиц и кристалличности, что приводит к появлению широких и размытых спектральных линий. Кроме того, характеристика компонентов нанофазы в смесях затруднена. Однако данные MER показали, что концентрация железа в мелкой пыли положительно коррелирует с содержанием серы и хлора, тогда как темные почвы, богатые оливином, содержали меньшее содержание этих элементов, что позволяет предположить, что железо в пыли является продуктом химического изменения. MER также были оснащены серией магнитных массивов, предназначенных для анализа пыли, выпадающей с воздуха. Анализ магнитных целей с использованием спектров MB и систем визуализации выявил два различных конечных элемента трехвалентного железа в пыли: один, содержащий сильномагнитный и темноокрашенный магнетит, а другой — неопознанный яркоокрашенный (окси)гидроксид, демонстрирующий слабые магнитные свойства. Более ранние результаты миссии Mars Pathfinder, в которой использовались пять магнитов различной силы, показали, что магнитные свойства марсианского грунта, вероятно, обусловлены небольшим количеством маггемита, присутствующего в тесной связи с силикатными частицами. Это позволяет предположить, что частицы пыли представляют собой композиты, содержащие как магнитные, так и немагнитные компоненты.


Марсоход NASA Mars Science Laboratory (MSL)

Марсоход NASA Mars Science Laboratory (MSL) провел несколько ключевых химических и минералогических измерений марсианской пыли и почв. Инструмент Chemistry and Camera (ChemCam) использовал свою возможность лазерной деструктивной спектроскопии (LIBS от laser induced breakdown spectroscopy) для анализа состава пыли, выпадающей с воздуха. В каждом из первых лазерных снимков из серии из 50 на пыльных поверхностях скал и калибровочных мишенях, которые собирали пыль на протяжении многих лет, ChemCam последовательно обнаруживал сигнал водорода, который не демонстрировал суточных колебаний, что предполагает, что водород химически связан внутри частиц пыли. ChemCam также обнаружил сульфаты в скалах и пыли в кратере Гейла, что указывает на древнюю эвапоритовую и кислотную среду.


Снимок «Rocknest» (28 сентября, 2012 год)

Кроме того, образцы из покрытой пылью песчаной тени, известной как «Rocknest», были измерены с помощью рентгеновского дифракционного прибора Chemistry and Mineralogy (CheMin). Эти измерения показали, что до ~50 вес. % материала, входящего в состав выкопанной почвы «Rocknest», является рентгеноаморфным, причем значительная часть (~20 мас. %) аморфного компонента содержит железо, хотя его точная химическая форма (будь то оксиды, оксигидроксиды или сульфаты) остается неопределенной.

Прибор рентгеновского спектрометра альфа-частиц (APXS от Alpha Particle X-ray Spectrometer) проанализировал воздушную пыль на поддоне для научных наблюдений. Эти измерения показали, что пыль по составу похожа на основную часть базальтовой коры Марса, но обогащена SO₃, Cl и Fe, что согласуется с наблюдениями MER. Измерения APXS и ChemCam показали, что аморфный компонент оксида железа, наблюдаемый в почве «Rocknest», может быть связан с пылью.

Инструмент анализа образцов на Марсе (SAM от Sample Analysis at Mars), включающий газовый хроматограф и квадрупольный масс-спектрометр, обнаружил летучие вещества (H₂O, SO₂, CO₂ и O₂), когда образец «Rocknest» был нагрет до ~835 °C. Это открытие предполагает, что H₂O связан с аморфным компонентом образца, поскольку прибор CheMin не обнаружил никаких гидратированных или гидроксилированных минералов в этом образце.

В заключение следует отметить, что, хотя измерения MSL установили, что оксиды железа составляют ~20 мас. % рентгеноаморфного компонента в марсианских почвах, конкретная минералогическая природа этих фаз осталась неясной.

В рассматриваемом нами сегодня труде ученые описывают доказательства того, что ферригидрит (Fe₅O₈H · nH₂O) — плохо кристаллизованный, гидратированный минерал оксида железа — является доминирующей железосодержащей фазой в марсианской пыли. Благодаря систематическому спектральному анализу в видимом ближнем инфракрасном диапазоне (VNIR от visible near infrared), сочетающему орбитальные и in-situ наблюдения с лабораторными исследованиями субмикронных смесей ферригидрита и базальта, удалось установить, что ферригидрит обеспечивает наилучшее спектральное соответствие цвету Марса.

Спектральные анализы показывают, что добавление сульфатов магния к смесям ферригидрита и базальта воспроизводит характерную 3-микронную полосу гидратации, наблюдаемую в спектрах марсианской пыли. Далее, для исследования размера частиц марсианской пыли ученые проанализировали многоугольные наблюдения с помощью системы цветной и стереоповерхностной визуализации (CaSSIS от Colour and Stereo Surface Imaging System) на борту Trace Gas Orbiter, которые в сочетании с лабораторными спектрогониометрическими измерениями ферригидрита предполагают, что частицы пыли имеют преимущественно субмикронный (< 1 мкм) размер. Кроме того, было показано, что ферригидрит сохраняет свою минералогическую структуру и не трансформируется в другие фазы оксида-гидроксида железа при воздействии моделируемых современных марсианских условий (УФ-облучение, давление 6 мбар, атмосфера CO₂).

Результаты исследования

Изображение №1

Спектр марсианской пыли, полученный CRISM, демонстрирует ключевые спектральные характеристики, которые соответствуют лабораторной смеси порошка ферригидрита и базальта в весовом соотношении 1:2, измеренной в условиях окружающей среды (фото выше). Оба спектра демонстрируют следующие характеристики:

• сильное поглощение на видимых длинах волн;
• спад отражательной способности около 1 мкм;
• невыразительный континуум, лишенный полос гидратации от ~1 до 2.7 мкм;
• глубокое поглощение, центрированное около 3 мкм (1c).

Таким образом, спектральные свойства в диапазоне 0.4–4 мкм видимого/ближнего инфракрасного (VNIR) диапазона сверхтонкой смеси ферригидрита и базальта дают веские доказательства присутствия ферригидрита в марсианской пыли.


Изображение №2

Синтетическая смесь ферригидрита и базальта показывает хорошее соответствие в расширенном видимом диапазоне (0.4–1.2 мкм) со спектрами марсианской пыли, полученными орбитальными аппаратами и марсоходами (2a). Марсианские спектры, проанализированные для этого исследования, включают орбитальные данные от CRISM и OMEGA, а также измерения на месте с камеры IMP Mars Pathfinder, Pancam MER Opportunity и ChemCam MSL. Особенно показателен многополосный спектр Pancam, который представляет собой наблюдение яркого и слабомагнитного компонента пыли, выпавшей из воздуха, захваченного магнитом-разверткой марсохода Opportunity. Магнит-развертка был разработан для изучения слабомагнитных/парамагнитных частиц, что особенно актуально, поскольку ферригидрит является парамагнитным в марсианском суточном температурном диапазоне, наблюдаемом в местах посадки MER (~180–300 К). Спектр Pancam, в соответствии с наблюдением CRISM, предполагает слабую абсорбционную особенность около 1 мкм. Эта спектральная особенность, вероятно, обусловлена перекрывающимися поглощениями от ферригидрита и мафических минералов, присутствующих в марсианской пыли, как предполагает спектр смеси ферригидрита и базальта. Наконец, стоит отметить, что спектры пыли, полученные в пяти различных местах на планете, спектрально очень похожи в видимых длинах волн. Это подтверждает гипотезу о том, что марсианская пыль хорошо перемешана в глобальном масштабе.

В расширенном видимом спектральном диапазоне (0.4–1.2 мкм) оксиды и (окси)гидроксиды железа демонстрируют отчетливые спектральные особенности (2b). Например:

• глубокий край поглощения UV-VIS, простирающийся от 0.4 до 0.55 мкм в спектре гематита, вызванный парным электронным переходом 2(⁶A₁ → ⁴T₁);
• широкая полоса ⁶A₁ → ⁴T₁ при ~0.64 мкм в спектре гетита и в меньшей степени в спектрах гематита и акаганеита;
• короткая длина волны ~0.86 мкм полосы ⁶A₁ → ⁴T₁ в спектре гематита.

Конкретное положение и форма полосы являются функцией кристаллической структуры минерала, вмещающего Fe³⁺. Форма и положение этих трех полос в спектрах смеси гематита, акаганеита, швертманнита и гетита-базальта не согласуются со спектром марсианской пыли (2b). Стоит отметить, что широкий диапазон весовых соотношений гематита к базальту не может воспроизвести спектр марсианской пыли. Напротив, спектр синтетической смеси ферригидрит-базальт воспроизводит форму и положение трех электронных полос, наблюдаемых в марсианских спектрах, аналогично предыдущим исследованиям ассоциаций ферригидрита-смектита. Это говорит о том, что ферригидрит является более подходящим кандидатом, чем другие оксиды и (окси)гидроксиды железа, для объяснения охристого оттенка Марса.


Изображение №3

Анализ спектров отражения синтетических смесей показывает, что для получения характерного красного склона (0.4–0.8 мкм) Марса (3a, 3b) необходимо относительно большое количество ферригидрита. 1 вес.% ферригидрита в смеси с базальтом не дает ни крутого видимого склона, ни заметного поглощения видимой области при 0.4–0.5 мкм. Для получения крутого склона необходимо не менее 10 вес.% ферригидрита, а анализы показывают, что для обеспечения хорошего соответствия спектрам марсианской пыли необходимо не менее 20–33 вес.% (т. е. фракции 1:4, 1:3 и 1:2). На основе анализа содержаний Fe и O в синтетическом ферригидрите с помощью электронного микрозонда и принимая стехиометрическую формулу Fe₅O₈H· nH₂O, ученые оценили, что плохо кристаллическая фракция оксида железа в предпочтительных смесях ферригидрита и базальта 1:2 и 1:3 составляет приблизительно 21–29 мас.%. Это согласуется с измерениями MSL общего содержания FeO в аморфном компоненте образца Rocknest, которое колеблется от ~23 до 29 мас.% в марсианских почвах. Однако оценка несколько превышает ~17–20 мас.% Fe₂O₃, сообщенные для марсианских мелких частиц из миссий Viking и Pathfinder, и ~18–22 мас.% общего содержания FeO в марсианской эоловой пыли, наблюдаемые ChemCam и APXS.

В заключение следует отметить, что значительное количество ферригидрита в лучших спектральных аналогах подтверждает гипотезу о том, что часть значительного рентгеноаморфного компонента железа, обнаруженного в марсианских грунтах с помощью MSL, может быть ферригидритом.

Невыразительная часть марсианского спектра от ~1.2 до 2.5 мкм (1c) согласуется со спектрально нейтральными свойствами базальта, используемого в смесях (3a). Изменения наклона и континуума в этом диапазоне могут указывать на различия в уплотнении или затвердевании материала. В то время как лабораторные порошки рыхлые, наблюдения за марсианской поверхностью показывают, что пыль в некоторых областях может быть затвердевшей. Кроме того, поглощения OH/воды при 1.4 и 1.9 мкм не наблюдаются в спектре смеси ферригидрита и базальта. Эти особенности эффективно маскируются, поскольку базальт более поглощающий (или менее отражающий), чем ферригидрит на этих длинах волн. Отражательные свойства света, включая степень многократного рассеяния и его оптическую длину пути, в первую очередь контролируются наиболее поглощающим материалом — в данном случае базальтом. Ферригидрит, будучи гораздо более рассеивающим и гораздо менее поглощающим, оказывает меньшее влияние на эти свойства.


Изображение №4

Количественная оценка, основанная на расчете среднеквадратической ошибки (RMSE от root-mean-square error), предполагает, что смесь ферригидрита и базальта лучше соответствует наблюдениям за марсианской пылью по сравнению со смесями гематита, акаганеита и гетита-базальта (4a‒4d). Об этом свидетельствуют самые низкие значения RMSE, приблизительно равные 0.02 для смеси ферригидрита и базальта, в отличие от значений, превышающих 0.1 для других смесей (4e). Оценка RMSE дает одно числовое значение, которое суммирует общую разницу между спектрами в нормализованном пространстве отражения, при этом меньшие значения указывают на более близкое спектральное соответствие между лабораторными и марсианскими наблюдениями.

Небольшое плечо около 600 нм в спектрах марсианской пыли (4a), особенно заметное в спектре ChemCam, может быть связано с поглощением электронного перехода ⁶A₁ → ⁴T₂, который сосредоточен около 650 нм. На этот переход влияют сила и симметрия кристаллического поля, которые диктуются расположением окружающей координационной среды катионов железа. Спектр синтетической смеси ферригидрита и базальта демонстрирует меньший спектральный контраст в этом диапазоне. Известно, что контраст этой полосы различается в природных и синтетических ферригидритах, причем некоторые синтетические ферригидриты полностью лишены этой особенности. В соответствии с этими выводами, образцы природного ферригидрита, собранные в лавовой пещере на острове Терсейра, Португалия, и богатых железом источниках на острове Блок, США, демонстрируют наблюдаемые спектральные различия в диапазоне 600–700 нм (фото ниже).


Изображение №5

Эта изменчивость может быть обусловлена чувствительностью образования ферригидрита в природе к скоростям окисления и гидролиза, что приводит к диапазону кристалличности от более неупорядоченного 2-линейного ферригидрита до более кристаллического 6-линейного ферригидрита и многих промежуточных соединений. Рентгеновские дифракционные картины природных ферригидритов указывают на присутствие 2-линейной разновидности (5c). Однако вариации ширины пиков (например, при ~1.5 Å) предполагают некоторую гетерогенность в кристаллической структуре образцов ферригидрита. Альтернативным объяснением наблюдаемой особенности 600 нм является то, что марсианская пыль может содержать небольшие количества других (окси)гидроксидов, таких как гетит, которые содержат спектральную особенность ~600 нм. Смеси ферригидрита, базальта и гетита предполагают, что 1 вес. % гетита может объяснить наблюдаемые тенденции.


Изображение №6

Значительная часть наблюдаемой полосы 3 мкм в спектре марсианской пыли (1c) может быть связана с химически связанной водой в ферригидрите. Эта особенность возникает из-за структурно связанных молекул воды (H₂O) в структуре ферригидрита. Однако ферригидрит сам по себе не может полностью объяснить все аспекты формы полосы 3 мкм, наблюдаемой в спектре марсианской пыли, что предполагает наличие дополнительных гидратированных фаз. Ученые исследовали, как эти дополнительные гидратированные фазы могут влиять на форму полосы 3 мкм марсианской пыли, создавая смеси с сульфатными минералами. Добавление сульфата магния к смеси ферригидрит-базальт воспроизводит как крутой наклон на правом крыле полосы 3 мкм, так и точку переворота при ~3.8 мкм, наблюдаемую в спектре пыли OMEGA (график выше). Это говорит о том, что как ферригидрит, так и сульфаты могут способствовать гидратации марсианской пыли, что согласуется с недавними результатами MSL ChemCam, которые идентифицируют сульфаты как возможные носители гидратации в марсианских почвах.


Изображение №7

Кроме того, в условиях окружающей среды ферригидрит также содержит некоторое количество адсорбированной воды, но большая часть этой адсорбированной воды, вероятно, удаляется в гиперзасушливой марсианской среде. Это подтверждается 40-дневным воздействием на порошок ферригидрита имитацией современных марсианских условий (6 мбар, УФ, CO₂ атмосфера), которое показало быстрое уменьшение комбинированной полосы H₂O 1.9 мкм (7a). Напротив, полоса 1.4 мкм мало изменилась после дегидратации. Наблюдение, что полосы 1.4 мкм и 3.0 мкм остаются относительно неизменными, в то время как полоса 1.9 мкм значительно уменьшается в условиях низкого относительного давления водяного пара, согласуется с результатами предыдущих исследований. Наконец, рентгеновский дифракционный анализ (XRD от X-ray diffraction), проведенный до и после эксперимента, показал, что образец 2-линейного ферригидрита не претерпел фазового изменения из-за дегидратации (7b).


Изображение №8

Спектральные отношения фазовой кривой, полученные из наблюдений CaSSIS и лабораторной спектрогониометрии, указывают на то, что мелкие частицы поверхности, включая ферригидрит на Марсе, могут иметь размеры частиц < 1 мкм (графики выше). Наблюдения показывают дугообразную кривую, когда коэффициенты цвета отражения нанесены на график в зависимости от фазового угла, фотометрическое явление, ранее задокументированное в исследованиях марсианских грунтов с использованием данных миссий Viking и MER. Точка переворачивания как орбитальных, так и лабораторных кривых фракции размера < 1 мкм происходит при фазовом угле ~40°, что предполагает зависимость от размера частиц, поскольку фракция < 11 мкм ферригидрита демонстрирует точку переворачивания при больших фазовых углах (8b). В качестве альтернативы, гладкие, полупрозрачные и рассеивающие вперед частицы могут демонстрировать дугообразную кривую соотношения цветов, в то время как грубые частицы и их структуры могут давать более монотонное покраснение. Диапазон размеров частиц, полученный из этих наблюдений, согласуется с лабораторными образцами субмикронной смеси. Более того, размеры частиц, выведенные из наблюдений и лабораторной работы, согласуются с размерами, полученными из атмосферных моделей и прямых микроскопических наблюдений поверхностных мелких частиц с помощью модуля NASA Phoenix.

Выводы ученых

Обнаружение ферригидрита как основной окисленной фазы в марсианской пыли поднимает несколько важных вопросов:

• является ли ферригидрит термодинамически стабильным в современных марсианских условиях?
• какое значение имеет присутствие плохо кристаллизованного ферригидрита для истории воды на древнем Марсе?
• какова природа поверхностного окисления на раннем Марсе?

Ферригидрит — это метастабильный минерал на Земле, который со временем может трансформироваться в более термодинамически стабильные и кристаллические фазы. Существует два основных пути кристаллизации ферригидрита в другие фазы оксида железа. Первый путь, известный как твердофазное превращение, требует высоких температур путем сухого нагревания при 200–1000 °C, что заставляет ферригидрит дегидратироваться и кристаллизоваться в гематит. Однако современные марсианские условия характеризуются средней температурой около −70 °C и очень низким содержанием водяного пара, что является результатом минимального парциального давления водяного пара в атмосфере. 40-дневные лабораторные эксперименты по дегидратации, проведенные в моделируемых марсианских засушливых условиях, показывают, что ферригидрит теряет часть адсорбированной H₂O, сохраняя при этом свою плохо кристаллическую структуру, о чем свидетельствует рентгеновский дифракционный анализ (7a, 7b). Кроме того, теоретические ограничения предполагают, что в марсианских условиях твердофазное преобразование ферригидрита в гетит вряд ли будет иметь значение, поскольку очень низкая средняя температура создает кинетические барьеры для самодиффузии железа, что потребовало бы временных рамок, превышающих 10¹⁶ лет даже для самого быстрого пути преобразования. Таким образом, как теоретические, так и эмпирические данные свидетельствуют о том, что холодные и сухие условия на современном Марсе не способствуют твердофазному преобразованию ферригидрита.

Другой путь — это реконструктивное преобразование, которое включает растворение и осаждение в водных растворах, что обычно приводит к кристаллизации гетита, а затем гематита. Этот процесс в значительной степени зависит от pH и температуры воды; низкие значения pH (высокая кислотность) и низкие температуры воды, как правило, замедляют это преобразование. Используя уравнение Аррениуса и константы скорости реакции первого порядка, ученые оценили, что образцу, полностью состоящему из ферригидрита, потребуется приблизительно 1000 лет, чтобы полностью кристаллизоваться в гематит при условиях pH 2 и температуре воды 1 °C.

Однако было показано, что органические соединения, силикаты и фосфаты ингибируют или, по крайней мере, замедляют преобразование ферригидрита в другие фазы. Кроме того, в сценарии холодного и влажного Марса, где температура жидкой воды может достигать экстремально низких значений -30 °C в кислых и соленых условиях, реконструктивная трансформация может быть еще больше отложена. Как кислые, так и низкотемпературные условия, необходимые для термодинамической стабильности ферригидрита, могли присутствовать на раннем Марсе, как предполагают наблюдения за минералами ярозитом в экспериментах с марсоходами in-situ и алунитом с орбитальных аппаратов. Следовательно, реконструктивная трансформация ферригидрита могла быть значительно замедлена или даже предотвращена в водной среде древнего Марса.

В природе ферригидрит часто встречается в смеси с другими минералами, содержащими Si и/или SiO₂. Лабораторные эксперименты, в которых использовались смеси силиката (базальта) и ферригидрита, дали спектральные сигнатуры, соответствующие наблюдаемым на поверхности Марса. Эта корреляция предполагает, что ферригидрит на Марсе, вероятно, не присутствует в чистом виде, а существует в ассоциации с вулканическими материалами, в частности с базальтом. Присутствие базальтового компонента в пыли может подразумевать две различные связи: это может указывать на то, что ферригидрит образовался в водной среде, связанной с базальтом, или что базальт получен из неизмененных регионов посредством физического выветривания. Сильные ветры и распространенные эоловые процессы на Марсе будут поддерживать глобальное истирание и смешивание рыхлых базальтовых частиц с мелкозернистым ферригидритом. Мелкий размер зерен ферригидрита накладывает дополнительные ограничения на условия его образования. Когда ферригидрит выпадает из раствора, он изначально образует очень маленькие кристаллиты размером 2–3 нм, вероятно, из-за быстрого осаждения или гидролиза, но после высыхания образует более крупные агрегаты. Размер ферригидрита ~500 нм в данном исследовании и его соответствие марсианским спектральным данным предполагают, что агрегация этих нанокристаллитов могла происходить в аналогичных условиях быстрого осаждения с последующим высыханием. Это согласуется с краткими эпизодами водного изменения, а не с длительным выветриванием, которое обычно приводит к образованию большего количества кристаллических фаз.

Кроме того, важно отметить, что на Земле ферригидрит часто встречается в вулканических обстановках, таких как лавовые пещеры (5a) и тефра. Ферригидрит легко образуется как одна из первых слабокристаллических фаз при изменении андосолей, наряду с аллофаном и имоголитом. Относительное содержание этих минералов зависит от химии вулканического материала. В более богатом железом вулканическом материале, как правило, доминируют ферригидритоподобные виды, в то время как аллофан и имоголит менее распространены. Кроме того, раннее изменение базальтового стекла в первую очередь производит гидроксиды железа с небольшим количеством имоголита и каолинита, а не смектиты, которые обычно образуются во время длительного развития андосолей в более теплых и влажных условиях.


Изображение №9

Присутствие ферригидрита на Марсе может дать решающее понимание эпизодов водного и окислительного выветривания в ранней истории планеты, потенциально происходящих при температурах поверхности, близких к нулю. Этот механизм формирования согласуется с климатическими и геохимическими моделями, характеризующимися колебаниями между условиями выше нуля, способствующими таянию поверхностных ледяных отложений, и прерывистыми более холодными, засушливыми периодами (схемы выше). Такие условия окружающей среды, которые последовали за значительным периодом формирования глинистых минералов, могли существовать в поздний гесперийский период, примерно 3 миллиарда лет назад. В гесперийскую эпоху была фаза интенсивной вулканической активности, которая могла взаимодействовать с жидкой водой или льдом и создавать условия, благоприятные для образования ферригидрита. Однако преобладание аморфного материала, включая аллофан и ферригидрит, предполагает только краткие периоды водной активности, поскольку образование ферригидрита требует быстрой кинетики.

Это подразумевает, что образование ферригидрита на Марсе, вероятно, было геологически быстрым процессом, в отличие от более медленных, непрерывных процессов, таких как газо-твердое или фотохимическое выветривание. Присутствие сульфатов и ферригидрита в пыли, указанное анализом полосы 3 мкм, согласуется с переходом к более кислым и засушливым условиям в конце гесперийского периода. Наконец, повсеместный охровый оттенок, наблюдаемый на современной марсианской поверхности, вероятно, из-за широкого распространения ферригидрита, предполагает длительный период эоловой эрозии и глобального перераспределения посредством ветровой активности и пылевых бурь. Этот сценарий подразумевает долгосрочную стабильность ферригидрита на марсианской поверхности.


Изображение №10

Вопрос о природе поверхностного окисления на Марсе важен ввиду широкого распространения ферригидрита в поверхностных мелких частицах и пыли. Выше показано поле окислительно-восстановительной устойчивости ферригидрита, демонстрирующее, что для его образования требуются окислительные условия. В водных растворах ферригидрит образуется двумя путями: либо путем гидролиза Fe³⁺, либо путем окисления Fe²⁺. В лабораторных условиях гидролиз солей Fe³⁺ (таких как нитрат железа) приводит к образованию ферригидрита. По мере увеличения скорости гидролиза кристалличность образующегося ферригидрита уменьшается, о чем свидетельствует уменьшение числа пиков рентгеновской дифракции с 6-8 до 297. Однако в марсианском контексте окисление железа Fe²⁺ более вероятно из-за большого количества первичных железосодержащих силикатных минералов, таких как оливин или пироксен. Ключевой вопрос заключается в том, был ли Fe²⁺ окислен компонентами в атмосфере или процессами, происходящими в поверхностных водах на Марсе.

Эксперименты и геохимические расчеты показали, что окисление Fe²⁺ и осаждение кристаллических (окси)гидроксидов могло происходить в мелководье двумя основными путями: либо с использованием атомов кислорода, полученных при распаде атмосферных газов (атмосферный фотолиз), либо посредством химических реакций, вызываемых взаимодействием ультрафиолетового света с молекулами воды (фотоокисление воды УФ-излучением).

Последний процесс, производящий реактивные виды, такие как гидроксильные радикалы (ОН), может быть более эффективным из-за более низких энергетических потребностей, чем образование атомарного кислорода, и может служить мощным поверхностным окислителем. Однако химические эксперименты также продемонстрировали, что даже при отсутствии УФ-излучения или свободного кислорода окисление железа может происходить в атмосферах CO₂ и H₂O. Эти эксперименты показали образование (окси)гидроксидов железа, таких как гетит и лепидокрокит, а также железистых минералов, включая сидерит (FeCO₃), но не ферригидрит.

Была предложена двухэтапная модель, в которой раннее выветривание производило сидерит, который затем окислялся до фаз Fe³⁺, когда водород улетучивался в космос, что предполагает самоподдерживающийся процесс окисления, который мог работать без атмосферного кислорода.

Напротив, окисление поверхностных пород на раннем Марсе атмосферным кислородом было предложено недавними исследованиями кратера Гейла, которые выявили высокое обогащение оксидом марганца в озерных отложениях. Однако были предложены альтернативные окислители марганцевых отложений, такие как перхлорат, хлорат, бромат и нитрат. Хлорат также был идентифицирован как возможный окислитель Fe²⁺, но он привел к образованию более кристаллических фаз железа в лабораторных экспериментах вместо ферригидрита.

На Земле большая часть атмосферного кислорода образуется в результате биологической активности, что делает крайне важным изучение этого вопроса на Марсе, чтобы понять потенциал прошлого планеты и ее пригодность для обитания. Наконец, хотя предыдущие исследования предоставили ценную информацию о потенциальных процессах окисления на Марсе, широко распространенное присутствие ферригидрита в материалах поверхности Марса остается предметом дискуссий, подчеркивая необходимость дальнейших исследований для выяснения окислительно-восстановительных условий, приводящих к образованию ферригидрита на Марсе.

Для более детального ознакомления с нюансами исследования рекомендую заглянуть в доклад ученых и дополнительные материалы к нему.

Эпилог

В рассмотренном нами сегодня труде ученые дали ответ на весьма любопытный вопрос — почему Марс красный? Как оказалось ответ куда сложнее, чем кажется.

Результаты исследования показали, что ферригидрит, гидратированный минерал, содержащий оксид железа, является основным компонентом оксида железа марсианской пыли, вопреки предыдущим предположениям о преобладании безводных минералов на поверхности. Эта гидратированная фаза, вероятно, образовалась во время активности холодной воды на последних стадиях раннего Марса в окислительных условиях. Широкое присутствие ферригидрита предполагает, что Марс впоследствии перешел в гиперзасушливую, эрозионную среду, которая сохранилась до наших дней, сохранив эту минеральную фазу по всей поверхности планеты.

Данное открытие не только объясняет отличительный цвет Марса, но и предполагает весьма интересное и потенциально обитаемое прошлое планеты. Дело в том, что в отличие от гематита, который обычно образуется в более теплых и сухих условиях, ферригидрит образуется в присутствии холодной воды. Это говорит о том, что на Марсе могла быть среда, способная поддерживать жидкую воду — важный ингредиент для жизни — и что он перешел от влажной к сухой среде миллиарды лет назад.

Авторы исследования честно заявляют, что результаты их работы хоть и являются достоверными, их подтверждение возможно лишь после анализа образцов с Марса в лабораториях на Земле. Большие надежды возлагаются на миссию марсохода Perseverance, образцы собранные которым планируется вернуть на Землю для дальнейшего анализа. Когда это произойдет (и произойдет ли вообще) пока сложно сказать, но надежда всегда есть.

Немного рекламы

Спасибо, что остаётесь с нами. Вам нравятся наши статьи? Хотите видеть больше интересных материалов? Поддержите нас, оформив заказ или порекомендовав знакомым, облачные VPS для разработчиков от $4.99, уникальный аналог entry-level серверов, который был придуман нами для Вас: Вся правда о VPS (KVM) E5-2697 v3 (6 Cores) 10GB DDR4 480GB SSD 1Gbps от $19 или как правильно делить сервер? (доступны варианты с RAID1 и RAID10, до 24 ядер и до 40GB DDR4).

Dell R730xd в 2 раза дешевле в дата-центре Maincubes Tier IV в Амстердаме? Только у нас 2 х Intel TetraDeca-Core Xeon 2x E5-2697v3 2.6GHz 14C 64GB DDR4 4x960GB SSD 1Gbps 100 ТВ от $199 в Нидерландах! Dell R420 — 2x E5-2430 2.2Ghz 6C 128GB DDR3 2x960GB SSD 1Gbps 100TB — от $99! Читайте о том Как построить инфраструктуру корп. класса c применением серверов Dell R730xd Е5-2650 v4 стоимостью 9000 евро за копейки?