Замерзшие планеты

Замерзшие планеты

Планеты находятся на разном расстоянии от Солнца, поэтому они получают от него неодинаковое количество тепла. Меркурий и Венера - самые близкие к Солнцу планеты и самые теплые.

Так, на Меркурии в дневные часы температура поднимается до +20° С, а на Венере до +500° С. Большое влияние на изменение температуры планет оказывает атмосфера. Меркурий находится ближе к Солнцу, чем Венера, однако из-за отсутствия атмосферы в ночное время он охлаждается до -180° С. Венера же, окруженная плотными облаками, имеет положительные температуры поверхности.

Все тепло, получаемое Землей от Солнца, из-за наклона оси планеты распределяется неравномерно на ее поверхности. Поэтому приполярные области самые холодные. Здесь развита зона постоянно мерзлых пород и грунтов - криолитосфера. В Северном полушарии на широких пространствах суши с резко континентальным климатом эта зона распространяется далеко на юг, захватывая не только тундру, тайгу, но даже степь в Забайкалье и Монголии. По данным И. С. Щукина (1964), криолитосфера занимает около 26% всей поверхности суши, а в СССР - почти половину (49%) всей территории. Мощность постоянномерзлых пород в криолитосфере уменьшается с севера на юг. Наибольшая мощность мерзлоты в Сибири 600 м, в Северной Америке 400 м.

Мерзлота оказывает большое влияние не только на климат (хотя сама зависит от него) и растительность, но также и на рельеф. Для криолитосферы на Земле характерен своеобразный ландшафт. Это - в основном равнинная или горная тундра с болотами, термокарстовыми воронками и впадинами (аласы), буграми пучения, морозобойными трещинами, часто образующими полигональную сетку.

Другие планеты Солнечной системы, расположенные от Солнца дальше, чем Земля, являются и более холодными. Обширная информация в настоящее время получена для Марса.

Марс находится в 1,5 раза дальше от Солнца, чем Земля. Это позволило исследователям еще до полетов автоматических станций считать его климатические условия более суровыми, чем на Земле. А. И. Лебединский и В. Д. Давыдов еще в 50-х годах предположили наличие отрицательных температур на поверхности Марса и возможное существование мерзлоты и оледенений. В. Д. Давыдовым была произведена теоретическая оценка глубины промерзания планеты. По его данным, мощность мерзлых пород на экваторе составляет 0,5 км, а на полюсах 2 км. По мнению многих исследователей, мерзлота считается одним из возможных источников существовавшей раньше воды на Марсе. Р. Лейтон, Б. Муррей, П. М. Фролов и Г. Н. Каттерфельд предполагали, что мерзлота образует сплошную зону между полюсами и 40-50° ю. и с. ш. В 1966 г. И. Я. Баранов теоретически рассмотрел возможные особенности планетарного развития мерзлоты Марса и подчеркнул, что состояние мерзлых или морозных пород должно определяться фактором равновесия мерзлоты с атмосферной влагой.

Американские и советские исследователи - Р. Шарп, Дж. Мак-Коли, Д. Андерсон, Д. Милтон, М. Карр и Г. Шабер, Т. Матч, Р. О. Кузьмин, К. П. Флоренский, А. Т. Базилевский и другие - в своих работах рассматривали условия существования мерзлоты на Марсе и ее рельефообразующее значение.

При рассмотрении условий существования мерзлоты на любой планете встает вопрос о воде. На Земле вода выделялась и продолжает выделяться в настоящее время в процессе кристаллизации вещества мантии. В виде горячих растворов (гидротерм) и пара по трещинам она поднимается к поверхности. Часть ее вместе с другими летучими компонентами - азотом, кислородом, углекислым газом и другими - насыщает атмосферу. В современной атмосфере Земли воды в различном состоянии содержится до 2%, а углекислого газа 0,03%. В атмосфере же Марса, как указывалось выше, преобладает углекислый газ (95%), а водяных паров очень мало - доли процента.

Если предположить, что процесс кристаллизации вещества мантии Марса также сопровождался выделением летучих компонентов, то в атмосфере Марса, как и на Земле, воды когда-то могло быть значительно больше. Возможно, что вода улетучилась из-за низкого давления. В то же время существование отрицательных температур позволяет и по-другому подойти к этому вопросу. Выделяющаяся из недр Марса вода у поверхности должна замерзать. Образующийся слой мерзлых пород со льдом мог служить своего рода экраном, который задерживал поступающую из недр воду, и таким образом с течением времени могла формироваться мерзлотная зона Марса. Этим можно объяснить и высокое содержание углекислого газа в атмосфере Марса. Поскольку для перехода углекислого газа в твердое состояние требуется более низкая температура, чем для воды, то, поднимаясь снизу, он мог проникать через мерзлые породы; это привело к его избытку в атмосфере.

Представление о строении криолитосферы Марса основывается так же, как и для земной аналогичной зоны, на главных факторах - средней вековой температуре верхнего слоя пород, теплопроводности их в мерзлом состоянии и тепловом потоке недр. Вычисленные ранее теоретические значения среднегодовых температур Марса, дополненные прямыми измерениями, показали, что они изменяются в зависимости от широты от -29° С на экваторе до -93° С на северном полюсе и до -88° С на южном.

Разрезы верхних горизонтов криолитосферы Марса по меридиану (1-3). По Р. О. Кузьмину (1980 г.)

Величина теплового потока была рассчитана на основании анализа содержания радиоактивных элементов в поверхностных породах Марса. На основании этих данных Р. О. Кузьмин рассчитал мощность криолитосферы Марса, которая в несколько раз превышает максимальную мощность ее на Земле. Наибольшая мощность мерзлоты установлена на полюсах - 4,2 км, наименьшая - 1,2 км - в экваториальной зоне.

Так как значения отрицательных температур на поверхности и в верхней части коры Марса позволяют существовать углекислоте в жидком, твердом и газообразном состоянии, а также твердому продукту взаимодействия воды и углекислоты - газгидрату, отсюда следует, что строение криолитосферы и ее состав в зависимости от широты могут изменяться как по глубине, так и по простиранию. Р. О. Кузьмин считает, что в экваториальной области Марса и в средних широтах мерзлотная зона с поверхности состоит из водного льда, глубже сменяющегося газгидратом, жидкой углекислотой и снова газгидратом. В полярных районах в верхней части зона может состоять из сухого льда или твердой углекислоты, ниже сменяющейся жидкой углекислотой и газгидратом. Таким образом, криогенная оболочка Марса развита по всей его поверхности и имеет трехслойную структуру.

В пределах широтного пояса от 50° с. ш. до 50° ю. ш. наблюдается испарение льда, содержащегося в поверхностных породах вследствие дефицита насыщения атмосферы водяным паром. Поэтому здесь с поверхности должен находиться слой морозных, т. е. холодных сухих пород, а мерзлые породы, содержащие лед, должны располагаться несколько ниже. Для определения положения кровли мерзлых пород Р. О. Кузьмин использовал строение выбросов некоторых свежих метеоритных кратеров, напоминающих грязевые потоки на Земле. Появление таких выбросов объясняется тем, что при метеоритных взрывах происходит плавление ледосодержащих пород и последующее растекание разжиженного материала выбросов при падении его на поверхность. Поэтому присущие кратерам потоковидные выбросы могут служить показателем вскрытия мерзлых пород, а зная глубину кратера, можно говорить и о глубине залегания мерзлых пород. На основании этого предполагается, что в экваториальной зоне граница между морозными и мерзлыми породами находится на глубине около 350 м от поверхности; в направлении к полюсам она постепенно поднимается, и на широте 70-80° непосредственно на поверхности существует уже лед. Согласно расчетам Р. О. Кузьмина, в криолитосфере Марса содержится 5*10²² г воды, что почти в 100 раз превышает ее количество в подземных льдах Земли.

О существовании мерзлоты на Марсе свидетельствуют и различные формы рельефа, которые на Земле характерны для зоны многолетней мерзлоты. К ним относятся морозобойные трещины, солифлюкционные потоки, термокарстовые воронки, оползни и оплывины.

На детальных снимках Марса на его северных океанических равнинах, и в частности на равнине Утопия, наблюдается причудливая сеть трещин, местами образующая полигоны. Они очень напоминают земные трещины, возникающие в результате морозобойного растрескивания поверхности в тундре. Однако марсианские трещины по своим размерам в десятки раз превышают земные. Возможно, что громадная мощность мерзлоты в этих районах (2-3 км) обусловливает и развитие более крупных, чем на Земле, форм. Однако не исключено, что процесс морозобойного растрескивания использует уже существующие тектонические трещины, т. е. является вторичным, только осложняющим главный процесс. По некоторому сходству предполагается одинаковое происхождение марсианских и земных трещин, но утверждать это определенно нельзя, так как часто при внешнем сходстве форм причины образования их могут быть различными. Тем более что породы, подвергающиеся растрескиванию, на Марсе отличны от земных. Если на Земле это почти всегда рыхлые отложения - суглинки, глины, пески, то на Марсе это более плотные породы: вулканические лавы или реголит, перекрытые маломощным чехлом золовой пыли.

В континентальной области Марса на склонах и у подножия гряд и возвышенностей развиты шлейфы, какие обычно характерны для горных или равнинных тундровых зон Земли. Их образование связывается с сезонным оттаиванием мерзлоты, насыщением водой поверхностного материала и медленным его течением под действием силы тяжести по склонам, иногда совсем пологим (1-3°). О движении материала свидетельствуют продольные линейные борозды, типичные для земных каменных потоков. Подобные образования отмечены на окраине континентальной области в горах Протонил и Нилосирт, и в ее центральной части восточнее бассейна Эллада. По-видимому, можно предполагать очень широкое развитие этих форм на поверхности Марса.

К формам рельефа, непосредственно связанным с мерзлотой, относятся термокарстовые воронки и плоские замкнутые понижения (аласы), возникающие при деградации (вытаивании) мерзлоты и просадке - провале поверхностных пород. Такие образования наблюдаются в Долине Маринер, где они достигают 10 км в диаметре. Аласоподобные формы в виде чашевидных впадин широко развиты также к югу от Долины Маринер, на Босфорской и Эритрейской равнинах.

Многие исследователи связывают с мерзлотой образование оползней и оплывин в Долине Маринер. Здесь днища отдельных долин - грабенов заняты огромными бугристыми массами оползней и обвалов. Особенностями этих масс являются признаки текучести в их фронтальных частях в виде громадных потоковидных языков. Растекание материала могло происходить только под действием воды. Но откуда могла взяться вода в долинах? Сейчас ее там нет, и отсутствуют признаки, что она была там раньше. Р. О. Кузьмин считает, что она могла образоваться в результате таяния льда, сковывающего породы, под действием тепла, выделенного при трении и разрушении оползающих масс.

Полигонально-блоковый рельеф Марса, образование которого связывается с таянием мерзлоты

Помимо форм рельефа, имеющих сходство с земными, на Марсе имеются особые типы рельефа, отсутствующие на Земле, но также связанные с мерзлотой. Это "хаотический" рельеф и своеобразные кратеры, окруженные так называемыми "лепешками".

В восточной части Долины Маринер и северо-восточнее ее на слабо наклонной, почти плоской равнине выделяются участки рельефа, представляющие собой скопление многочисленных гряд, холмов, плосковершинных блоков, разделенных глубокими понижениями-бороздами. Впервые увидевшие этот рельеф на космических снимках американские ученые Дж. Мак-Коли и М. Карр назвали его хаотическим, так как видели беспорядочное расположение форм. Но затем дальнейшее изучение этого рельефа позволило Р. Вильсону и М. Пикарду выделить здесь несколько закономерно ориентированных систем тектонических трещин, которые и разбивают поверхность на блоки с прямоугольным или полигональным строением. Особенностью этого рельефа является, прежде всего, то, что повсеместно он расположен несколько ниже уровня окружающей поверхности и с ним связаны самые крупные долины Марса - Тиу, Арес и Симуд. Источником воды при образовании долин могла служить мерзлота, таяние которой сопровождалось обрушением и просадкой пород с образованием полигонально-блокового (хаотического) рельефа.

Почему произошло быстрое таяние мерзлоты? Возможно, имело место общее потепление климата. Не исключается влияние внутреннего тепла, которое могло выделиться при поднятии к поверхности больших масс магмы.

Выше уже упоминалось, что выбросы некоторых кратеров напоминают грязевые потоки, объясняемые плавлением льда, содержащегося в породах, и последующее растекание материала по поверхности. Кроме кратеров с такими выбросами, на Марсе существуют и другие кратеры, облик которых свидетельствует о значительной роли мерзлоты при их образовании. Они как бы приподняты над окружающей поверхностью и находятся в центре своеобразной "лепешки". Диаметр "лепешки" чаще всего превышает диаметр кратера не менее чем в два раза. По-видимому, энергия, выделяющаяся при ударно-взрывных процессах, является причиной таяния мерзлоты. Вода, поднимающаяся вверх в раздробленных породах, у поверхности вновь замерзает, увеличиваясь в объеме, вспучивает поверхность, и таким образом вокруг кратера образуется структура типа "лепешки". Подобные кратеры развиты только на Марсе и отсутствуют на Луне и Меркурии.

Если на Земле мерзлота развита неповсеместно, преимущественно в высоких и реже средних широтах, а на Марсе она сковывает почти всю поверхность, проникая на значительные глубины, то планеты, еще более удаленные от Солнца, должны быть более оледенелыми. И действительно, последние данные, переданные в 1979 г. на Землю с космической станции, подтвердили представления о том, что в составе пород спутников Юпитера большую роль играет лед. Так, низкая средняя плотность Каллисто, Ганимеда, Европы может служить доказательством того, что эти планетные тела состоят из смеси горных пород и льда. Многие кратеры на поверхности Ганимеда окружены венцами очень ярких лучей. Ученые предполагают, что это насыщенные льдом породы, выброшенные на поверхность при взрыве метеоритов, образовавших кратеры.

"Вояджер-1" исследовал еще более удаленную от Солнца планету Сатурн. В 1980 г. он сфотографировал Сатурн и некоторые его спутники. Оказалось, что лед в составе этих тел также играет большую роль, слагая наполовину или на одну треть их поверхность. Из ледяных обломков предположительно состоят и кольца самого Сатурна. Детальное изучение строения этих гигантских глыб льда - дело будущего.