Мантия Марса оказалась расколота: под южным полушарием обнаружена зона с температурой на 400 °C выше нормы

В строении Марса есть неоднородность, известная как полушарная дихотомия. Северное полушарие планеты представляет собой обширную сглаженную низменность с относительно тонкой корой. Южное полушарие, напротив, сложено древней, сильно кратерированной и топографически приподнятой корой, средняя толщина которой на 25 километров больше, чем на севере.

Десятилетиями в планетологии не утихали споры о том, как возник этот контраст. Основных гипотез было две: внешняя, предполагающая падение на северное полушарие крупного протопланетного тела на раннем этапе формирования Марса, и внутренняя, объясняющая различия масштабными конвективными течениями в первичной мантии.

Главная сложность проверки этих моделей заключалась в отсутствии детальных данных о внутреннем строении планеты. Единственная специализированная сейсмическая станция — посадочный аппарат InSight — вела измерения в одной географической точке и зарегистрировала ограниченное число марсотрясений. Этих сведений было недостаточно для построения глобальной трехмерной картины марсианских недр.

Исследовательская группа под руководством геофизиков из Аризонского университета нашла способ изучить глубокие слои Марса дистанционно. Использовав радиометрические данные трех орбитальных зондов за 16 лет, ученые применили метод приливной томографии. Результаты, опубликованные в журнале Nature, показали: полушарный контраст не ограничивается рельефом и толщиной коры, а уходит на глубину свыше тысячи километров. Прямо под южными нагорьями мантия Марса нагрета на 200-400 °C сильнее, чем под северными равнинами.

Физический принцип: деформация планеты под действием солнечных приливов

Марс обращается вокруг Солнца по вытянутой эллиптической орбите (эксцентриситет около 0,0934), а его ось вращения наклонена к орбитальной плоскости на 25,2 градуса. В течение одного марсианского года, который длится 687 земных суток, расстояние между планетой и звездой постоянно меняется, как и угол падения гравитационного воздействия.

Это периодическое изменение гравитационного притяжения деформирует Марс. Твердое тело планеты регулярно сжимается и растягивается. В результате вещество внутри Марса циклически перемещается, что приводит к периодическим колебаниям формы внешнего гравитационного поля.

Для анализа формы гравитационного поля в геофизике применяют разложение потенциала на сферические гармоники — базовые математические функции, характеризующие масштаб неоднородностей. Степень гармоники (l) указывает на пространственный размер структуры: чем меньше степень, тем крупнее охватываемая область.

Гравитационное воздействие Солнца на Марс распределяется практически целиком по второй степени гармоник (l = 2). Это простое двустороннее растяжение.

Если бы планета внутри состояла из идеально однородных концентрических слоев, ее реакция точно повторяла бы геометрию внешнего воздействия: прилив второй степени вызывал бы отклик исключительно второй степени. Гармоники более высоких порядков, включая третью степень (l = 3), оставались бы равными нулю.

Однако если в глубине планеты существует латеральная (горизонтальная) неоднородность — например, если одно полушарие холоднее и жестче, а другое горячее и податливее, — возникает эффект межмодовой связи. Симметричное приливное воздействие наталкивается на асимметричное сопротивление пород. Деформация искажается, и в гравитационном поле появляются измеримые сигналы третьей степени (l = 3).

16 лет орбитальных измерений: регистрация твердотельного отклика

Чтобы зафиксировать эти тонкие колебания, исследователи проанализировали многолетние траекторные измерения трех космических аппаратов NASA: Mars Global Surveyor (MGS), 2001 Mars Odyssey (ODY) и Mars Reconnaissance Orbiter (MRO). Данные собирались с помощью станций Сети дальней космической связи (DSN) методом высокоточного измерения доплеровского смещения радиосигнала в X-диапазоне.

Движение спутников на орбите зависит от гравитационного поля планеты. Пролетая над областями с избытком или дефицитом массы, аппарат испытывает микроускорения, которые отражаются на частоте радиосигнала, принимаемого на Земле.

Главная методическая трудность заключалась в выделении чистого приливного сигнала деформации мантии из множества сопутствующих возмущений:

1. Атмосферный массоперенос. Марсианская атмосфера непрерывно перераспределяет массы газа. Зимой в полярных регионах вымерзает до четверти всей углекислоты, образуя сезонные ледяные шапки массой 6,2 x 10¹⁵ кг на севере и 8,4 x 10¹⁵ кг на юге. Исследователи рассчитали это влияние с помощью глобальной климатической модели Mars Climate Database (MCD) и определили деформацию коры под весом ледников через специальные коэффициенты упругой нагрузки (числа Лява k'₂ и k'₃).
2. Негравитационные силы. Давление солнечного излучения и аэродинамическое торможение аппаратов в верхней атмосфере (термосфере) искажают их движение. Для компенсации этих эффектов геофизики создали геометрические модели зондов с учетом ориентации солнечных батарей и применили модель плотности верхней атмосферы DTM-Mars.

После полной очистки данных от атмосферных и технических возмущений выяснилось, что сезонные колебания гравитационного коэффициента гармоники третьей степени (косинусного члена для степени 3 и порядка 1) отличаются от расчетных значений для симметричной планеты на 300%. Статистическая достоверность этого расхождения превысила уровень 99,99% (P < 0,0001). Это подтвердило: недра Марса асимметричны в глобальном масштабе.

Вязкоупругость оливина и перевод упругих модулей в температуру

Для определения физических параметров мантии авторы провели вероятностный статистический анализ методом марковских цепей Монте-Карло (MCMC). Модель сопоставляла наблюдаемые гравитационные колебания с поведением пород на глубинах от границы коры до границы ядра (от 50 до 1560 км).

Инверсия показала, что вариации толщины или плотности коры влияют на приливный сигнал третьей степени менее чем на 0,3%. Основной источник аномалии находится глубже.

Контраст эффективного модуля сдвига — показателя механической жесткости пород при сдвиговой деформации — между северным и южным полушариями мантии превышает 20%, а его наиболее вероятное расчетное значение составляет 81 +- 60%.

Зона максимальной жесткости расположена под северными низменностями (в районе равнины Vastitas Borealis с координатами 45° с. ш., 138° з. д.). Зона сниженной жесткости локализована под южным полушарием (вблизи бассейна Hellas, 45° ю. ш., 42° в. д.). Граница между этими зонами точно повторяет контур поверхностной дихотомии коры.

Чтобы перевести величину модуля сдвига в физические характеристики вещества, исследователи обратились к физике силикатных минералов, главным из которых в мантии является оливин.

Механический отклик твердого тела напрямую зависит от частоты воздействия:

• При кратковременных нагрузках (периоды в несколько секунд, характерные для сейсмических волн) кристаллическая решетка оливина ведет себя упруго. В таком режиме для снижения жесткости на 20% потребовался бы нереалистично высокий локальный перепад температуры — более 1000 °C.
• При долговременных циклических нагрузках (период сезонного прилива Марса составляет около двух лет, или 5,94 x 10⁷ секунд) в породе активизируются вязкоупругие процессы: микроскопические деформации на границах минеральных зерен. При таком масштабе времени зависимость модуля сдвига от температуры возрастает в 15-20 раз.

Расчеты с использованием реологической модели Бюргерса показали, что скорость изменения модуля сдвига оливина с температурой на годовых периодах составляет около −0,204 ГПа на один кельвин (dμ/dT ≈ −0,204 ГПа/К).

Таким образом, для объяснения 20-процентного падения жесткости южной мантии требуется температурная аномалия умеренной величины: породы под южными нагорьями нагреты на 200-400 °C сильнее, чем под северными равнинами.

Исследователи проверили возможность химического объяснения этой разницы (например, за счет повышенной концентрации тяжелых соединений железа). Расчеты показали, что если бы аномалия возникла только из-за химического состава, центр масс Марса сместился бы относительно центра геометрической фигуры планеты на десятки километров. Реальное же смещение, измеренное орбитальными высотомерами, составляет лишь 3,3 километра. Это накладывает строгое ограничение: различие по содержанию железа между полушариями не может превышать 5%, подтверждая термическую природу наблюдаемого эффекта.

Причины долговременного сохранения тепла под южным полушарием

Возникает вопрос: каким образом перепад температур в несколько сотен градусов смог сохраниться внутри Марса на протяжении миллиардов лет и не сгладиться за счет теплопроводности?

Геофизические данные указывают на совместную работу двух механизмов:

1. Термоизоляция мощной корой. Силикатная кора обладает низкой теплопроводностью. Южная кора имеет толщину от 50 до 80 километров и обогащена долгоживущими радиоактивными изотопами урана, тория и калия. Она препятствует рассеиванию глубинного тепла в космическое пространство и одновременно подогревает верхние слои мантии за счет радиоактивного распада. Северная кора вдвое тоньше, поэтому северное полушарие остывало значительно быстрее.
2. Крупномасштабная мантийная конвекция. Падение крупного космического тела на заре истории планеты уничтожило первичную северную кору. Это событие нарушило тепловой баланс недр и стимулировало подъем крупного мантийного потока (апвеллинга первой гармонической степени) непосредственно под южным полушарием. Сформировавшаяся утолщенная южная кора зафиксировала эту тепловую структуру, предотвратив ее разрушение.

Установленная температурная аномалия согласуется с другими геофизическими наблюдениями:

• Затухание сейсмических волн. Анализ марсотрясений, зарегистрированных станцией InSight, показал, что сейсмические волны от южного региона Terra Cimmeria теряют энергию существенно быстрее (фактор добротности Q около 500), чем волны от северного региона Cerberus Fossae (Q от 800 до 2000). Горячая порода южной мантии эффективнее рассеивает механические колебания.
• Древнее магнитное поле. Данные о сильной остаточной намагниченности пород южных нагорий указывают на то, что в эпоху существования марсианского динамо (4,5-4,1 миллиарда лет назад) конвекция в жидком ядре под южным полушарием была активнее из-за высокого градиента температур, что обеспечивало локально более сильное магнитное поле при застывании пород.

Разрешение вулканического парадокса

Если южная мантия существенно горячее северной, ее температура должна приближаться к температуре плавления силикатов. Расчеты показывают, что при возникновении базальтового расплава на глубине около 300 километров время его подъема к основанию коры составляет относительно небольшие сроки — порядка 3 миллионов лет.

Однако самые молодые вулканические излияния возрастом в десятки миллионов лет обнаружены не на юге, а на севере — в районе разломов Cerberus Fossae. Южные же нагорья остаются тектонически пассивными на протяжении миллиардов лет.

Авторы исследования объясняют это кажущееся противоречие двумя независимыми факторами:

• Плотность пород и толщина коры. Мощная южная кора сложена менее плотными породами. Поднимающаяся из мантии базальтовая магма достигает горизонта нейтральной плавучести в средней части коры, теряет гидростатический напор и застывает на глубине, формируя горизонтальные и вертикальные интрузивные тела (плутоны и дайки), не выходя на поверхность.
• Региональные механические напряжения. Вследствие глобального охлаждения и уменьшения радиуса планеты кора южных нагорий находится в условиях тектонического сжатия. Горизонтальное сжатие препятствует раскрытию вертикальных трещин, необходимых для излияния магмы. Напротив, в северной впадине Cerberus Fossae действует локальное тектоническое растяжение, раскрывающее трещины и открывающее расплаву путь на поверхность.

Перспективы метода приливной томографии

Успешное картирование мантии Марса показало, что орбитальные гравитационные измерения способны заменить дорогостоящие и технически сложные сети посадочных сейсмических станций при исследовании глобального строения небесных тел.

Метод приливной томографии открывает возможности для изучения других объектов Солнечной системы:

• Меркурий. Из-за высокого эксцентриситета орбиты планета испытывает сильные солнечные приливы, что позволит измерить распределение жесткости в ее тонкой силикатной мантии.
• Ледяные спутники Юпитера и Сатурна. Гравитационное слежение за аппаратами на орбитах вокруг Ганимеда, Европы или Энцелада позволит определять локальные вариации толщины ледяных панцирей и картировать границы подповерхностных океанов за счет их приливной реакции на гравитацию планет-гигантов.
• Ио. Метод дает возможность точно локализовать подповерхностные магматические резервуары и глобальные слои расплава, непрерывно подогреваемые мощными приливными деформациями.

Результаты исследования Марса демонстрируют, что планеты земной группы способны удерживать крупномасштабную тепловую неоднородность в своих недрах на протяжении большей части геологической истории. Первичные процессы аккреции и масштабные столкновения ранней Солнечной системы заложили температурный баланс, который определяет внутреннюю динамику Марса в современную эпоху.

Источник: Nature