Закономерности распределения воды в приповерхностном грунте Марса, установленные на основе интерпретации данных нейтронных измерений

Глава 1. Природные условия Марса.

В главе 1 приводится обзор данных, касающийся палео- и современных условий существования воды на Марсе: в атмосфере, на поверхности и до глубины в несколько километров. Приводятся оценки объемов воды, которые могут быть сконцентрированы в этих оболочках. Следуя космогоническим представлениям, Марс является наиболее удаленной от Солнца планетой земной группы, поэтому, факт наличия воды на Марсе не является исключительным, и согласуется с многочисленными свидетельствами обнаружения ее на большей части тел Солнечной системы.

Содержание воды в атмосфере Марса в 10⁴ раз меньше по сравнению с атмосферой Земли. Полная масса водяного пара в атмосфере Марса очень мала - она эквивалентна слою воды, "размытому" по поверхности с толщиной всего около 15 - 20 микрон. Вместе с тем, несмотря на столь низкое по "земным" меркам содержание воды в атмосфере Марса, ее наличие проявляется в различных атмосферных явлениях. Сама по себе атмосфера не является значимым резервуаром воды, однако, условия в атмосфере во многом определяют распределение воды в коре Марса - главном резервуаре H₂O на планете.

Атмосферные условия предопределяют существование постоянных полярных шапок. Из наблюдений известно, что постоянная шапка на севере состоит изо льда воды. На юге полярная шапка также, главным образом, состоит из воды, но вследствие эллиптичности орбиты Марса южное лето более короткое, и на поверхности южной шапки частично сохраняется конденсат углекислоты. Обе полярные шапки вместе взятые имеют массу, которая соответствует эквивалентному слою воды толщиной около 20 - 30 м, "размытому" по всей поверхности планеты.

Современная атмосфера Марса является слишком холодной и разреженной для возможности существования жидкой воды на поверхности планеты. С другой стороны, рельеф Марса сохранил на себе многочисленные следы потоков воды в прошлом, когда атмосферные условия сильно отличались от современных, и жидкая вода могла играть важную роль в формировании поверхности (рис. 1). Среди главных марсианских флювиальных форм рельефа - гигантские марсианские каньоны, сухие русла дендровидной формы и тонкие борозды на стенках кратеров. Установлено, что все они имеют достаточно четкую приуроченность к определенным геологическим периодам развития Марса.

Рис. 1 Флювиальные формы рельефа Марса а - марсианский канал; б - кратер с флюидизированными выбросами; в - долина дендритовой формы; г - нитевидные борозды на стенке кратера

Вода не только оставила эрозионные следы в рельефе планеты, но и фиксируемые в отдельных районах Марса минеральные отложения, являющиеся результатом осаждения в водной среде и/или результатом взаимодействия воды с первичными вулканическими отложениями. Среди таких пород сульфаты, хлориды, гематит и филосиликаты. Многие из этих минералов содержат связанную воду, являющуюся неотъемлемой частью марсианской гидросферы, которая может вновь перейти в форму свободной воды в результате таких геологических факторов как тектоника и вулканизм.

Распределение воды в приповерхностном грунте планеты в первом приближении определяется соотношением между температурой конденсации паров воды из атмосферы (~ 198 К) и среднегодовой температурой грунта. Районы, где среднегодовая температура грунта оказывается ниже 198 К (районы с широтой >40^o), являются районами льдосодержащей мерзлоты. Лед в грунте этих районов залегает, начиная с глубины в несколько десятков сантиметров благодаря тому, что высокие амплитуды колебаний температуры вблизи поверхности приводят к высоким значения плотности паров воды в случае наличия льда, а следовательно к его сублимации. Сухой слой предохраняет нижележащий льдонасыщенный слой от сублимации путем уменьшения амплитуды колебаний температуры, которые вызывают отток влаги из породы.

Объем воды, сконцентрированный в мерзлых льдосодержащих породах определяется глубиной промерзания, а также пористостью пород. Согласно экстремальным вариантам модели, эквивалентный слой воды, "захваченный" мерзлыми породами, составляет от 40 до 1400 м. Возможность наличия подмерзлотных резервуаров воды в виде водоносных горизонтов напрямую зависит от соотношения между общими запасами воды на Марсе и запасами, "захваченными" мерзлыми породами и ледниками, а также соотношением глубины промерзания и глубины нулевой пористости.

Вопрос о подмерзлотных водах Марса в связи с отсутствием соответствующих приборных данных на настоящий момент является нерешенным. На современном этапе исследований основной вклад в науку о воде на Марсе привносят данные ядерно-планетологического зондирования, позволяющие проводить оценку содержаний воды в приповерхностном грунте, определять положение верхней границы мерзлых льдосодержащих пород, а также впоследствии проводить сопоставление этих результатов с модельными предсказаниями. Представленная работа является попыткой реализации такого подхода.р