Сейсмология, геология и внутреннее строение Марса

---

...

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 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.


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.


Марсианская сейсмостанция

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.

...

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.

...

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.


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.

...

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).
...
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.

...

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.

...

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.

---