Карта сайта

Сейсмологические данные миссии InSight позволили уточнить размеры геологических оболочек Марса

марс

Изображение Марса в естественных цветах, построенное на основе снимков, сделанных аппаратом Mars Global Surveyor. Под белесыми облаками из водяного льда видны, пожалуй, самые значимые регионы марсианской поверхности: провинция Фарсида (левее центра кадра, ее легко опознать по вулканам: Олимп находится выше и левее, близко к горизонту, а ниже и правее него вдоль одной прямой выстроилась тройка вулканов поменьше — гора Аскрийская, гора Павлина и гора Арсия) и долины Маринер (темные полосы ниже и правее центра кадра). Фото с сайта jpl.nasa.gov

На основе результатов основной миссии геофизической лаборатории InSight была установлена структура геологических оболочек Марса. Марсианская кора имеет толщину в среднем 39 км, а максимальная ее мощность составляет 72 км. В ней выделяют две или три промежуточные геологические границы (в зависимости от интерпретации данных). Литосфера Марса простирается до глубины 400–600 км, в мантии выделяется зона пониженных скоростей на глубине около 800 км, а также геофизическая граница на глубине 1050 км, возникающая благодаря фазовому переходу оливина в вадслеит. Граница с ядром расположена на глубине 1520–1600 км. Само ядро имеет радиус 1830±40 км (что составляет более половины радиуса всей планеты) и состоит преимущественно из железа, серы и никеля. Наличие такого крупного ядра означает, что условия на границе «ядро — мантия» не подходят для существования бриджманита и основной минеральной фазой раздела является рингвудит.

В конце июля в журнале Science были опубликованы три статьи, посвященные внутреннему строению Марса, — по статье для каждого из основных слоев планеты: коры (B. Knapmeyer-Endrun et al., 2021. Thickness and structure of the martian crust from InSight seismic data), мантии (A. Khan et al., 2021. Upper mantle structure of Mars from InSight seismic data) и ядра (S. C. Stähler et al., 2021. Seismic detection of the martian core). В них обобщены и проанализированы данные, собранные геофизической лабораторией InSight, которая на протяжении последних трех лет регистрировала сейсмические события в районе равнины Элизий. Миссия InSight — первый пример долгосрочных геофизических измерений на другой планете.

Здесь, конечно, можно вспомнить, что и на Луне такие измерения тоже проводились: четыре сейсмостанции (рис. 2), удаленные друг от друга примерно на 1100 км, были установлены в ходе программы «Аполлон» (см., например, C. Nunn et al., 2020. Lunar Seismology: A Data and Instrumentation Review). Но, во-первых, Луна (несмотря на наличие ядра, коры и мантии) — не планета, а во-вторых, «Аполлон» завершился в 1972 году и с того момента ни на каком ином космическом теле не проводилось подобных исследований.


Рис. 2. Сейсмометр, установленный на Луне в 1969 году командой миссии «Апполон-11». Фото с сайта en.wikipedia.org

InSight — один из трех аппаратов, получивших финансирование в рамках программы NASA Discovery. Две другие миссии Dicsovery — пока еще планируемые венерианские VERITAS и DAVINCI+. Эта программа не входит в список стратегических миссий агентства (см. Large strategic science missions). Финансирование миссий программы Discovery, направленных на решение конкретных локальных научных задач, меньше чем, к примеру, миссий программы «Новые рубежи». Изначально аппарат незамысловато назывался GEMS (Geophysical Monitoring Station — «станция геофизического мониторинга»), а итоговое название InSight — акроним от Interior Exploration using Seismic Investigations, Geodesy and Heat Transport. В вольном переводе это звучит как «изучение недр Марса с помощью методов сейсморазведки, геодезии и измерения теплового потока» и достаточно точно описывает миссию этого спускаемого аппарата. На InSight (рис. 3) установлено четыре основных комплекта научного оборудования: сейсмостанция SEIS, лаборатория для измерения теплового потока HP3, прибор RISE, уточняющий колебания оси вращения Марса и состав его ядра, и метеостанция TWINS (также об оборудовании станции и ее задачах читайте в картинке дня InSight на Марсе). Геофизическая лаборатория была запущена к Марсу 5 мая 2018 года и совершила посадку 26 ноября того же года. На момент написания этой статьи она продолжает свою миссию, проработав более 1000 земных дней при 728 изначально запланированных.


Рис. 3. Художественное изображение аппарата InSight на поверхности Марса. Справа — сейсмостанция SEIS (светлая полусфера), слева — HP3. HP3 здесь показан полностью погруженным в грунт, но в реальности ему удалось достичь лишь глубины около 35 см из запланированных 5 м. В январе 2021 года этот эксперимент был признан неудачным — именно поэтому в опубликованных статьях отсутствуют новые данные, полученные с помощью этого прибора. Рисунок с сайта en.wikipedia.org

SEIS — основной прибор на борту InSight. Его задача — детектирование сейсмических волн от «марсотрясений». Важность прямого измерения волн, отраженных от геологических границ в недрах планет, переоценить сложно: это единственный известный метод, позволяющий устанавливать точные размеры геологических оболочек и некоторые их свойства. Поскольку до обработки данных, собранных станцией Insight, все сведения о внутреннем строении планет Солнечной системы были получены косвенными методами, можно смело говорить, что раньше все схемы их строения из энциклопедий и учебников были результатом расчетов и моделей.

Типы сейсмических волн
Геофизики выделяют два принципиально разных типа сейсмических волн по области распространения: объемные (body wave) и поверхностные (surface wave). К объемным относятся P-волны (от слова primary — «первичные», так как они первыми приходят на сейсмоприемник; также буква «P» может означать pressure — «давление») и S-волны (secondary — «вторичные», приходящие позже, либо shear — «сдвиг»). P-волны — это волны сжатия, распространение которых в породе больше всего похоже на сжимающуюся и разжимающуюся гармошку. S-волны — это вертикальные движения наподобие тех, что возникают, например, если водить концом веревки из стороны в сторону. Их скорость составляет ~60% от скорости P-волн.

Однако не стоит путать S-волны с волнами на поверхности воды, которые являются как раз теми самыми поверхностными волнами. Такие волны, путешествующие по поверхности планеты, бывают двух типов: волны Рэлея и волны Лява. S-волны вообще могут распространяться только в среде с высокой вязкостью, где частицы среды не имеют возможности достаточно быстро сдвинуться относительно друг друга. Именно поэтому говорят, что они исчезают в жидкости (например, в жидких ядрах планет).

Объемные сейсмические волны могут отражаться от поверхности планеты. Отраженные один раз называются PP и SS, а два — PPP и SSS. При каждом отражении волна теряет часть энергии, поэтому PP-сигнал слабее P-сигнала, а PPP-сигнал слабее их обоих.

 

Особенности марсианской геофизики и предварительные результаты

InSight — достаточно необычная марсианская лаборатория для NASA последних лет, так как на Марс обычно посылают мобильных роботов (Perseverance, Curiosity), а не стационарные спускаемые аппараты. Дизайн InSight был основан на уже испытанной конструкции станции «Феникс», изучавшей грунт и воду красной планеты в 2008 году. Прибывшая к Красной планете в 1997 году миссия Mars Pathfinder, состоявшая из стационарного спускаемого аппарата и марсохода «Соджорнер», также совершила успешную посадку, но ей предшествовала более чем двадцатилетняя пауза в запуске поверхностных станций — со времен «Викинга-1» и «Викинга-2», достигших Марса в 1976 году. На этих двух спускаемых аппаратах также были установлены сейсмометры (на Mars Pathfinder сейсмометр отсутствовал), однако данных о марсотрясениях тогда получить не удалось. Сейсмометр аппарата «Викинг-1» не удалось активировать, а сейсмометр на «Викинге-2» не зарегистрировал ничего кроме ветра. В итоговом обзоре в журнале Science (G. A. Soffen, 1976. Scientific Results of the Viking Missions), вышедшем 17 декабря 1976 года, сейсмологическим исследованиям «Викингов» посвящены два предложения: «Сейсмометр «Викинга-1» не удалось освободить от защитного кожуха, сейсмометр «Викинга-2» работает в штатном режиме. К настоящему моменту марсотрясений не зарегистрировано». В вышедшей в том же номере подробной статье о работе сейсмометра «Викинга-2» (D. L. Anderson et al., 1976. The Viking Seismic Experiment) команда отвечающих за него геофизиков также немногословна: «за первые 60 дней наблюдений сейсмических событий не зарегистрировано, однако делать выводы о сейсмической активности Марса пока рано».

Стоит отметить, что в выпущенном в 2017 году архиве сейсмических измерений «Викинга-2» (R. Lorenz et al., 2017. Viking-2 Seismometer Measurements on Mars: PDS Data Archive and Meteorological Applications) после обработки с помощью современного оборудования ученые смогли выделить один потенциальный эпизод сейсмической активности случившийся на 80-й сол (марсианский день, продолжительность которого составляет 24 часа, 39 минут и 35 секунд) наблюдений, но никакой дополнительной геологической информации возможная регистрация этого события не несет. Однако несмотря на это сейсмические измерения «Викинга-2» являются достаточно неплохим метеорологическим архивом, так как содержат данные об интенсивности и направлении ветров.

В момент подачи заявки на финансирование миссии InSight было ясно: если на Марсе и есть сейсмическая активность, то для ее регистрации нужны очень чувствительные приборы, хорошо защищенные от вызываемых ветром вибраций. На Марсе нет активного вулканизма и движения литосферных плит, поэтому ожидаемая магнитуда самых сильных сейсмических событий предполагалась весьма низкой, сравнимой с слабыми и очень слабыми землетрясениями. Их потенциальной причиной могли быть три следующих фактора: (1) падение крупных метеоритов, (2) подвижки коровых блоков по разломам или (3) движение магмы по системам трещин в коре Марса. Надо сказать, что разломов на Марсе много, взять хотя бы долину Маринер или провинцию Фарсида на ее западном конце. Однако до запуска InSight данные о какой-либо коровой тектонической активности отсутствовали. Извержения вулканов на Марсе также совершенно точно были в прошлом, но на основе определения возраста вулканических потоков (методом подсчета метеоритных кратеров) предполагалось, что последний эпизод был несколько сотен миллионов лет назад. И не было известно — сохранилась ли в коре хоть какая-то не застывшая магма.


Рис. 4. Инструмент SEIS под защитными структурами. Внешний белый кожух (Wind and Thermal Shield) защищает прибор от ветра, перепадов температур и пыли, внутренний (золотистый, с гофрированной структурой) корпус обеспечивает дополнительную термическую изоляцию, рядом с ним крепятся опоры, отвечающие за горизонтальное положение устройства. Сам же сейсмометр расположен в вакууме третьей куполообразной титановой структуры. Справа виден шлейф, соединяющий сейсмометр с главной платформой InSight, через которую происходит связь с Землей. Рисунок с сайта en.wikipedia.org

Необходимостью высокой точности измерений слабых сейсмических событий и объясняется стационарный формат аппарата: обеспечить необходимую стабильность при установке сейсмометра на марсоход было бы гораздо сложнее, если вообще возможно. Ставить сейсмометр на крупную спускаемую станцию, возвышающуюся над поверхностью, тоже было не очень хорошей идеей из-за марсианских ветров, влияние которых на измерения было детально изучено «Викингами». Поэтому сейсмометр SEIS в рабочем режиме располагается поодаль от основной конструкции InSight, куда его поставил роботизированный манипулятор. SEIS состоит из шести трехосных сейсмических сенсоров, три из которых регистрируют события в диапазоне 0,01–10 Гц (см. Very Broad-band Seismometer), а три — в диапазоне 0,1–50 Гц. Так как эти два диапазона перекрываются, SEIS может регистрировать события в промежутке 0,01–50 Гц. Защиту чувствительного оборудования от погоды, пыли и микрометеоритов обеспечивают три внешних кожуха (рис. 4). Реализации научных задач этого эксперимента (см. табл.) помогает другой эксперимент — RISE (Rotation and Interior Structure Experiment — «эксперимент по изучению вращения и внутренней структуры»). RISE основан не на дополнительной научной нагрузке, а использует существующие навигационные системы спускаемого аппарата. С их помощью точно устанавливается позиция станции и измеряются тонкие изменения в наклоне оси вращения Марса и его орбите.

Таблица. Основные научные задачи, связанные с экспериментом SEIS. По результатам их выполнения были опубликованы три обсуждаемые статьи в Science. Информация из статьи P. Lognonné et al., 2019. SEIS: Insight’s Seismic Experiment for Internal Structure of Mars. Подробный обзор знаний об устройстве Марса до измерений InSight можно найти в статье S. Smrekar et al., 2019. Pre-mission InSights on the Interior of Mars

 

Геологическая оболочка Научная задача Состояние на 2012 год Эксперимент
Кора Определить толщину коры с точностью ±10 км ±35 км SEIS
Кора Определить структуру коры для слоев ≥5 км с перепадами скоростей волн ≥0,5 км/с нет данных SEIS
Мантия Определить скорость сейсмических волн в верхних 600 км мантии с точностью ±0,25 км/с ±1 км/с SEIS
Ядро Определить, есть ли у Марса твердое внутреннее ядро нет данных (предположительно твердого ядра нет) RISE+SEIS
Ядро Определить радиус ядра с точностью ±200 км ±450 км/с RISE+SEIS
Ядро Определить плотность ядра с точностью ±450 кг/м3 ±1000 кг/м3 RISE


24 февраля 2020 года в тематическом выпуске журнала Nature Geoscience были опубликованы шесть статей с предварительными результатами миссии InSight, три из них — по данным SEIS. Первая статья из этих трех была посвящена обзору работы инструментов станции, и в том числе — зарегистрированным сейсмическим событиям (W. B. Bannerdt et al., 2020. Initial results from the InSight mission on Mars). SEIS начал полноценные измерения в феврале 2019 года и к моменту написания статьи зарегистрировал 174 достоверных сейсмических события, а к настоящему времени — более тысячи. Как и предполагалось, наиболее сильные из них, коих набралось 24 штуки, имели магнитуды 3–4 по шкале Канамори. Это магнитуда заурядных земных явлений, сравнимая с регистрируемой при наблюдении внутриплитной активности на нашей планете, такой как небольшие сдвиги по разломам или движения магмы. В более подробном описании первичных сейсмологических данных (D. Giardini et al., 2020. The seismicity of Mars) сообщается что эти сейсмические события делятся на две отчетливые группы: 150 из них характеризовались высокими частотами (>1 Гц), малыми магнитудами и имели коровые гипоцентры, тогда как 24 наиболее сильных и низкочастотных происходили из подкоровой зоны. Два самых сильных марсотрясения были связаны с районом борозд Цербера (Cerberus Fossae, рис. 5). Предварительная обработка полученных данных также показала наличие зоны низких скоростей S-волн в верхней мантии.


Рис. 5. Карта сейсмической активности Марса, зарегистрированной InSight к началу 2020 года. Эпицентры событий S0173a и S0235b в районе борозд Цербера показаны желтыми эллипсами. Данные этих двух марсотрясений много раз используются в различных последующих работах. Пересечение полупрозрачных эллипсов — примерный эпицентр события S0183a. Положение станции InSight обозначено желтым треугольником. Изображение из статьи D. Giardini et al., 2020. The seismicity of Mars

Третья статья была посвящена структуре верхней части марсианской коры (P. Lognonné et al., 2020. Constraints on the shallow elastic and anelastic structure of Mars from InSight seismic data). Исследователи отмечали низкий уровень фонового сейсмического шума, а также высокую трещиноватость приповерхностных 8–11 километров. В целом же, опубликованные в феврале 2020 года предварительные результаты миссии InSight были поверхностными в буквальном смысле этого слова: во всех статьях номера речь шла в основном о коровых и атмосферных явлениях — даже верхняя мантия упоминалась вскользь.

 

Марсианская кора

Новая триада статей полностью описывает структуру Красной планеты на основе моделей и детальной обработки полного массива геофизических данных, собранных за 728 дней работы миссии (709 солов).

Первая из них посвящена структуре и составу марсианской коры. Несмотря на схожесть Марса и Земли, на которую так часто указывают, коры этих двух космических тел имеют не очень много общего. На Земле выделяют два типа коры — континентальную (средней толщиной 41,1 км) и океаническую (~7,1 км), которые образовались преимущественно за счет процессов, связанных с субдукцией и спредингом. На Марсе же следов подобных процессов не обнаружено — для них, насколько нам известно, необходимо длительное существование глубокого водного океана. Кора Марса образовалась при застывании первичного магматического океана и позже была перекрыта лавовыми потоками во время интенсивного базальтового вулканизма, что в целом схоже с тем что происходило на Луне (подробнее про это можно прочитать в новости На поверхности Луны обнаружен материал ее мантии, «Элементы», 13.06.2019). Исходя из модели образования «первичная кора + вулканизм» в ней ожидалось существование двух слоев. До миссии InSight толщину марсианской коры оценивали в 57±24 км (альтернативная оценка толщины — до 110 км). Такие цифры получались из математических моделей, основанных на форме и рельефе планеты, а также приблизительной плотности коровых пород (2700–3300 кг/м3).

Данные эксперимента SEIS позволили значительно уточнить эти цифры и структуру самой коры. Впрочем, неопределенность осталась. Оказалось, что существует две равновероятных интерпретации полученных сейсмических данных: «тонкая» и «толстая» модели марсианской коры (рис. 6). В них обеих кора имеет слоистую структуру, а в месте посадки InSight граница верхнего слоя проходит на глубине ~9 км (разброс значений — 6–11 км). О его существовании докладывали еще в предварительных результатах и этот — самый поверхностный — слой определяется достаточно точно, а вот с большими глубинами неопределенность растет и модели расходятся. На глубине 15–25 км обнаруживается вторая граница, а на глубине 27–47 км находится третья, но она наблюдается не везде и не во всех рассматриваемых наборах данных.


Рис. 6. Схема предполагаемых мощностей для моделей тонкой (A, Thin Crust) и толстой (B, Thick Crust) марсианской коры. Показана структура коры для трех типов поверхности: характерной для провинции Фарсида (Tharsis, localized partial melt — зоны частичного плавления), марсианских плато (Highlands), равнин и места посадки InSight (InSight & Lowlands), а также глобальная средняя оценка (Global Average, Crust — кора, Moho — поверхность Мохоровичича (граница «кора — мантия»), Mantle — мантия). В модели «тонкой» коры предусматривается ее меньшая плотность (< 2900 кг/м3) по сравнению с альтернативным случаем (< 3100 кг/м3). В обеих моделях плотность мантии одинаковая — < 3400 кг/м3. 20–25 mWm−2 (мВт·м−2) — расчетный тепловой поток. Более точные оценки должен был дать эксперимент HP3, однако эти данные пока не опубликованы. Для сравнения — тепловой поток в областях толстой древней континентальной коры Земли (кратонах) сравнимой толщины составляет 40–45 мВт·м−2. Изображение из обсуждаемой статьи B. Knapmeyer-Endrun et al. в Science

На рис. 6 показана структура марсианской коры в зависимости от модели («толстой» или «тонкой») и геологической обстановки, для которой авторы выделяют три варианта. Провинция Фарсида, достаточно спекулятивно изображенная авторами как зона активного вулканизма, является регионом с наиболее толстой корой. В прошлом в этой провинции действительно извергались вулканы, однако в настоящее время какие-либо прямые свидетельства (извержения или выходы газов) подобных процессов в Фарсиде отсутствуют (см. Hunting for young lava flows). Предполагаемая магматическая активность в ней является результатом модельных расчетов, согласно которым даже в случае наиболее холодной мантии (рис. 7) температуры достаточны для существования расплава. Средние значения толщины коры предполагаются для марсианских плато, а наименьшие — для равнин. Напомним, что место посадки InSight находится как раз на краю самой крупной из них — Великой Северной равнины. В среднем же для модели тонкой коры предполагается толщина в 24–38 км, а для толстой — 39–72 км.


Рис. 7. Возможные области существования магматического расплава в марсианской коре для «тонкого» (a–c) и «толстого» (d–f) случаев. HPE — Heat Producing Elements, распределение радиоактивных элементов, отвечающих за генерацию тепла. HPEcrust — их количество в марсианской коре, HPEbulk — в Марсе целиком. Если основная часть (60,3/61,4%, c–f) таких элементов оказалась в коре, то мантия Марса более холодная и зон плавления значительно меньше. Изображение из обсуждаемой статьи B. Knapmeyer-Endrun et al. в Science

Наблюдаемая слоистость коры вполне согласуется с ее предполагаемой моделью формирования. Однако толщина коры, вне зависимости от конкретной модели, оказалась несколько меньше чем предполагали ранее. Авторы делают вывод, что чуть более толстая кора лучше согласуется с существующими геохимическими моделями (в том числе — с распределением радиоактивных элементов), и на рис. 8 можно видеть карту толщины марсианской коры, посчитанную для этой модели (39 км в месте посадки InSight).


Рис. 8. Толщина марсианской коры для случая «толстой» модели. Звездочкой обозначено место посадки InSight. Изображение из обсуждаемой статьи B. Knapmeyer-Endrun et al. в Science

Сравнивая опубликованные в этой статье данные по коре с изначальными планами InSight (см. таблицу) нужно признать, что пока в полном объеме выполнить их не удалось. Разница между двумя предложенными моделями весьма существенная и в несколько раз отличается от желаемых ±10 км. Для окончательной модели требуются дополнительные данные, которые InSight собирает прямо сейчас. Вполне возможно, что мы увидим статью дающую однозначный ответ на вопрос «Какова толщина марсианской коры?» в ближайшем будущем.

 

Мантия Марса

Главным результатом второй из трех обсуждаемых статей является установление строения марсианской верхней мантии. Для Земли границы внутренних оболочек были достаточно точно установлены в первой половине прошлого века, в условиях обилия сильных сейсмических событий и множества сейсмостанций. На Луне задача была несколько сложнее (см. , например, R. Garcia et al., 2019. Lunar Seismology: An Update on Interior Structure Models). Сейсмостанций было всего четыре, а сильное рассеивание волн в нижних слоях коры усложняло измерение времени прихода и P-, и S-волн на приемники. На Марсе же сейсмостанция пока всего одна, поэтому для изучения структуры верхней мантии использовались как просто P- и S-волны, так и дважды (PP и SS) и трижды (PPP и SSS) отраженные от поверхности. Для этого исследования использовали данные восьми низкочастотных (<1 Гц) сейсмических событий из 43 вообще зарегистрированных.

На основе данных о скоростях этих волн, наиболее вероятных модельной температуры (рис. 9, В) и состава мантии авторы приходят к выводу, что лучше всего существующая информация согласуется с толщиной марсианской литосферы (то есть коры и части верхней мантии), равной 400–600 км.


Рис. 9. А — распределение скоростей продольных и поперечных волн в верхней мантии Марса, Depth — глубина (в километрах), intra-crustal interface — внутрикоровая граница 6–11 км, crust-mantle interface — граница «кора — мантия» на глубине 30–50 км. В — модельные марсианские верхнемантийные геотермы. Цветом обозначены два семейства геотерм — более холодные (красный) и более горячие (синий). Изображение из обсуждаемой статьи A. Khan et al. в Science

До границы «кора — мантия» на глубине 30–50 км (конкретно в этой модели) скорость как P-, так и S-волн быстро растет. В верхней мантии скорость P-волн не меняется или слабо возрастает до глубины 400–600 км, а скорость S-волн уменьшается до глубины 800 км, после чего начинает возрастать. Такое поведение маркирует зону пониженной скорости S-волн (LVZ — Low Velocity Zone) в нижней части верхней мантии и о ее предварительном обнаружении сообщалось еще год назад.

На Земле LVZ находится на гораздо меньших глубинах 100–300 км (H. Thybo, 2006. The heterogeneous upper mantle low velocity zone). Она часто фигурирует вместе с несколькими другими геофизическими границами, расположенными на примерно такой же глубине, в контексте границы «литосфера — астеносфера» (K. Fisher et al., 2010. The Lithosphere-Asthenosphere Boundary). Несмотря на то, что в тексте обсуждаемой статьи отсутствует прямое утверждение «обнаруженная зона пониженных скоростей маркирует нижнюю границу марсианской литосферы», у нас теперь совершенно точно есть некоторые идеи о примерном ее положение. А точность определения скоростей волн вполне соответствует исходно заявленному в описании задач миссии значению ±0,25 км/с.

 

Огромное ядро

В третьей статье описывается вся информация, которую InSight смог собрать о ядре Марса с помощью SEIS. Чем глубже геологическая граница, тем сложнее получить о ней качественную информацию, — особенно если в вашем распоряжении всего один сейсмоприемник. Однако команде InSight это удалось.

До начала работы миссии InSight большинство ученых сходились во мнении, что марсианское ядро жидкое, а его радиус лежит в пределах 1700–1900 км. В целом же, учитывая недостаток фактических данных кроме параметров самой планеты, моделей было множество, но четко выделялись две группы. В моделях, в которых рассматривалось более мелкое ядро радиусом 1300–1600 км, оно должно быть обеднено легкими элементами (C, S, O, H) и состоять почти исключительно из железа и никеля. Если марсианское ядро такое, то у планеты существует сходная с Землей нижняя мантия из минералов со структурой типа бриджманита (см. Silicate perovskite; о минералогии нижней мантии Земли см. новость Верхняя граница нижней мантии образуется из-за перехода рингвудита в бриджманит, 17.10.2019, «Элементы»). В случае же более крупного ядра радиусом между 1800–1900 км легких элементов в нем должно быть больше, а давление на границе ядра и мантии оказывается недостаточным для фазового перехода «рингвудит — бриджманит» (который происходит на глубине 660 км на Земле).

Для определения параметров марсианского ядра использовались данные по 11 низкочастотным (<1 Гц) марсотрясениям. Самым важным критерием для их отбора было высокое отношение сигнал/шум, позволявшее выделить отраженные от ядра ScS волны. Так как S-волны не могут распространяться в жидкости, граница «ядро — мантия» работает как поляризационный фильтр, на котором волны с горизонтальной поляризацией отражаются, а волны с продольной теряют часть энергии и распространяются в ядре уже как P-волны. Таким образом, отраженные от ядра S-волны имеют преимущественно горизонтальную поляризацию.


Рис. 10. Скорость продольных и поперечных волн в марсианской мантии. Разными цветами обозначены области значений, получающиеся в результате применения трех различных методик инверсии данных. Изображение из обсуждаемой статьи S. Stähler et al. в Science

Эти наблюдения продолжают и дополняют материалы, опубликованные в прошлых двух статьях, также характеризуя и структуру марсианской мантии ниже 800 км. Так, на глубине 1050 км (рис. 10) наблюдается скачок скоростей S-волн, эквивалентный земной сейсмической границе 410 км (так называемый слой Голицына). Его существование как на Земле, так и на Марсе связано с фазовым переходом оливина в вадслеит. Возможно, вы заметили, что на Марсе достаточно неглубокие (410, 660 км) земные геофизические границы, связанные с фазовыми переходами в силикатах магния и железа, расположены в два-три раза глубже. Это происходит из-за того, что мантия Марса более холодная (по сравнению с земной), а при меньших температурах эти реакции происходят при большем давлении, на больших глубинах.

Граница «ядро — мантия», расположенная на Земле примерно на глубине 2900 км, на Марсе находится на глубине 1520–1600 км. Такая глубина соответствует давлению 18–19 GPa и температуре 1900–2000 К, что дает ответ на вопрос о доминирующем там минерале. Таких давления и температуры недостаточно для появления бриджманита. Низ марсианской мантии подобен переходной зоне мантии Земли и состоит из рингвудита. Отсутствие плотного бриджманитового слоя, работающего как теплоизоляция для ядра, означает, что на молодом Марсе быстро появилось магнитное поле — за счет активных конвективных потоков в ядре. Слой бриджманита, работает для земного ядра как термоизоляция и не дает ему быстро охлаждаться. Так как на Марсе такого слоя нет, его ядро после формирования быстрее (по сравнению с земным) обменивалось теплом с мантией и остывало. С наибольшей скоростью теряли тепло внешние слои жидкого металла ядра, что приводило к конвекции и генерации магнитного поля. Из-за отсутствия бриджманитового «термоса» этот процесс начался сразу после форматирования ядра примерно 4,5 млрд лет назад и закончился (когда металлическая жидкость стала слишком холодной и вязкой для быстрой конвекции) около 4 млрд лет (D. J. Stevenson, 2001. Mars' core and magnetism). Стоит помнить, однако, что Марс меньше Земли (его радиус равен 3389,5 км, тогда как земной — 6371 км). И при отсутствии дополнительных разогревающих факторов, таких как, например, приливные взаимодействия, он бы в любом случае остыл быстрее из-за меньших размеров: площадь космического тела сферической формы пропорциональна квадрату его радиуса, а объем — кубу радиуса, то есть при уменьшении размеров планеты объем, в котором содержится тепло, сокращается быстрее, чем площадь поверхности, через которую идет теплопотеря. Так как на Марсе мантия достаточно тонкая (и без бриджманитового слоя), а ядро огромное, — процесс остывания шел особенно эффективно.

О том, что концекция в ядре все-таки шла, мы знаем лишь по следам в виде остаточной намагниченности пород коры (B. Langlais et al., 2004. Crustal magnetic field of Mars). Само собой, магнитной является не вся порода, а отдельные зерна минералов в ней, особенно минералов железа вроде магнетита (FeFe2O4). По существующим моделям и измерениям магнитная индукция на поверхности Марса не превышает 5000 нТл. Для сравнения, на Земле эта величина составляет 25 000–65 000 нТл.

Радиус самого марсианского ядра оцениваются авторами статьи в 1830±40 км (рис. 11). По существующим моделям такой радиус соответствует преимущественно железному ядру с 5–6 вес. % никеля и значительной концентрацией легких элементов. Главным из них является сера (10–15 вес. %), чуть меньше приходится на кислород (<5 вес. %), а на долю углерода и водорода, которые необходимо добавить из геохимических соображений, приходится менее процента. Такое содержание элементов соответствует плотности 5,8–6,2 г/см3.


Рис. 11. Схематическое изображение ядра Марса. InSight — место посадки геофизической лаборатории, Cerberus Fossae — борозды Цербера (район двух ранее упоминавшихся сильных марсотрясений), Tharsis — провинция Фарсида. Красным обозначены S-волны, синим — Р-волны, Core Shadow — волновая «тень» ядра. Core Radius — радиус ядра (fluid, no S-waves — жидкое, S-волны отсутствуют). Inner Core? — гипотетическое твердое внутреннее ядро; Composition: Fe-S + light elements — состав: Fe-S + легкие элементы; Density — плотность. Изображение из обсуждаемой статьи S. Stähler et al. в Science

Такой химический состав лучше всего согласуется с отсутствием твердого внутреннего ядра, однако, как подчеркивают авторы, пока данных недостаточно для того, чтобы точно исключить его отсутствие. Ядро получилось несколько больше, чем предполагали, и, сравнивая с изначальной постановкой задач (см. табл.), можно видеть, что его плотность и размеры были определены даже точнее, чем планировалось.

Планы на будущее

Сейчас InSight продолжает сбор научных данных в рамках расширенной миссии — на данный момент финансирование программы продлено еще на два года. Поэтому есть надежда, что за это время модель структуры Марса, опубликованная в этих трех статьях, будет уточнена.

Рис. 12. Фотография, сделанная аппаратом InSight 2 сентября 2021 года при помощи камеры IDC, установленной на роботищированной «руке». Справа виден защитный кожух инструмента SEIS. Изображение с сайта mars.nasa.gov

Открытых вопросов остается довольно много. Вот, к примеру, лишь некоторые из достаточно длинного списка. Какая из моделей коры вернее? Является ли самый верхний более трещиноватый слой марсианской коры глобальным, или это особенности места посадки InSight? Есть ли твердое внутреннее ядро? На Марс действительно падает так мало крупных метеоритов, что мы их не видим на сейсмоприемнике, или эти данные не удается выделить?

В целом же стоит признать, что работа InSight позволила уже сейчас построить достаточно цельную модель внутреннего строения Красной планеты. Да, она пока основана на очень ограниченном наборе данных и большом количестве допущений (подробно расписанных в дополнительных материалах к обсуждаемым статьям, которые в несколько раз превышают по размеру опубликованные тексты). Однако модель существует, и в следующие несколько лет стоит ожидать целый ряд новых исследований, базирующихся именно на ней. Вполне возможно, что будущие работы фундаментально изменят наши современные представления о формировании и геологической истории Марса.

Источники:
1) B. Knapmeyer-Endrun et al. Thickness and structure of the martian crust from InSight seismic data // Science. 2021. DOI: 10.1126/science.abf8966.
2) A. Khan et al. Upper mantle structure of Mars from InSight seismic data // Science. 2021. DOI: 10.1126/science.abf2966.
3) S. Stähler et al. Seismic detection of the martian core // Science. 2021. DOI: 10.1126/science.abi7730.

источник

Случайная картинка

Пинакли, Австралия

Новые комментарии

Академия Собор
ихтиосфера
Яндекс.Метрика
Рейтинг@Mail.ru
Индекс цитирования.