Над ядром Марса обнаружили скрытый океан расплава: как перенасыщенный железом камень запер тепло и отключил магнитное поле

В 2018 году на равнину Элизий на Марсе опустился посадочный аппарат NASA InSight. Его главной научной задачей было изучение внутреннего строения планеты с помощью высокочувствительного сейсмометра SEIS. Прибор фиксировал колебания грунта, вызванные марсотрясениями и ударами метеоритов. Анализируя время прохождения сейсмических волн сквозь различные слои планеты, геофизики получили возможность реконструировать ее внутреннее устройство так же, как врачи восстанавливают структуру внутренних органов с помощью ультразвуковой томографии.

Анализ накопленных данных привел исследователей к неожиданному результату. На глубине около 1550 километров, непосредственно над границей металлического ядра, сейсмические волны резко замедляли свое движение. Расчеты показали, что вокруг ядра планеты расположен слой частично или полностью расплавленных силикатных пород толщиной от 150 до 180 километров.

Этот факт поставил перед планетологами фундаментальную физическую проблему: жидкий силикатный расплав не должен находиться на такой глубине на протяжении миллиардов лет.

Международный коллектив исследователей под руководством геофизика Реми Пьерру воспроизвел экстремальные условия марсианских недр в лаборатории и описал механизм, который обеспечивает устойчивость этого расплавленного слоя. Результаты работы опубликованы в научном журнале Nature Geoscience.

Физический парадокс придонного расплава

В физике планет земной группы действует базовое правило: когда твердая силикатная порода плавится, расстояние между ее атомами увеличивается, объем растет, а плотность уменьшается. Жидкий расплав почти всегда оказывается легче окружающих его твердых минералов.

В силу закона Архимеда менее плотное вещество выталкивается наверх. Этот механизм управляет вулканизмом на Земле: магма, зарождаясь на глубине в десятки и сотни километров, неизменно поднимается к поверхности, скапливается в магматических очагах и выходит наружу через вулканические аппараты.

Если бы в нижней мантии Марса образовался стандартный силикатный расплав, он не смог бы оставаться на глубине полутора тысяч километров. Сила плавучести должна была заставить его подняться в верхние горизонты планеты за относительно короткие по геологическим меркам сроки — в пределах десятков миллионов лет.

Чтобы слой расплава оставался на границе с ядром на протяжении большей части истории Марса (более четырех миллиардов лет), должны выполняться два жестких условия:

1. Температура на этой глубине должна быть достаточной для плавления породы, но не настолько высокой, чтобы полностью расплавить всю мантию планеты.
2. Образующаяся жидкость должна обладать нейтральной или отрицательной плавучестью. Это означает, что расплав по своей плотности обязан быть равным твердым породам над ним или превосходить их.

Долгое время обе эти предпосылки считались маловероятными без привлечения катастрофических сценариев.

Ограничения прежних гипотез

Чтобы объяснить присутствие жидкого слоя на дне мантии, ученые ранее выдвигали две основные гипотезы.

Первая предполагала масштабное гравитационное опрокидывание марсианских недр на ранней стадии эволюции. Считалось, что после остывания первичного глобального океана магмы на поверхности планеты сформировался слой минералов, сильно обогащенный железом и радиоактивными элементами. Из-за своей высокой массы этот слой со временем опустился сквозь твердую мантию к самому ядру, где тепло радиоактивного распада поддерживало его в жидком состоянии.

Вторая гипотеза опиралась на существование аномально горячего ядра, температура которого значительно превышала температуру окружающей мантии и непрерывно оплавляла ее основание.

Оба сценария сталкивались с серьезным противоречием — экспериментальной температурой плавления марсианской мантии (солидусом). Прежние лабораторные тесты показывали, что силикатные породы марсианского состава при давлении около 18-19 гигапаскалей начинают плавиться только при экстремально высоких температурах. Ни одна реалистичная тепловая модель Марса не допускала существования таких температур на границе ядра и мантии в современную эпоху. Планета остывала слишком быстро, и для сохранения расплава требовались искусственные допущения.

Авторы нового исследования решили перепроверить температуру плавления и поведение марсианского вещества в прямом эксперименте.

Эксперимент на синхротроне: фиксация плавления в реальном времени

Для моделирования условий на глубине 1550 километров исследователи синтезировали породу, в точности повторяющую состав мантии Марса. В отличие от земной мантии, марсианская содержит заметно больше оксида железа (FeO) — около 18% по массе против 8% на Земле. Эти пропорции известны благодаря анализу марсианских метеоритов и данным марсоходов.

Синтезированные силикатные образцы поместили в многопуансонный гидравлический пресс на синхротроне SPring-8 в Японии. Установка позволила сжать микроскопические зерна породы до давления 18-19 гигапаскалей (что соответствует 180-190 тысячам атмосфер) и одновременно нагреть их с помощью электрического нагревателя до температур выше 2200 кельвинов (около 1930 градусов Цельсия).

Главным методическим отличием этой работы стал отказ от метода закалки. В классических экспериментах сжатый и нагретый образец резко охлаждают, сбрасывают давление и изучают полученный шлиф под микроскопом. Однако когда твердая порода плавится лишь на 2-5%, крошечные капли жидкости при остывании моментально кристаллизуются обратно. На шлифе они неотличимы от твердого минерального каркаса, поэтому исследователи систематически завышали температуру реального начала плавления.

В эксперименте на SPring-8 диагностику проводили непосредственно во время нагрева, объединив два метода:

• Рентгеновская дифракция с помощью синхротронного излучения непрерывно фиксировала расстояния между атомными плоскостями в минералах, определяя, какие кристаллические фазы устойчивы в данный момент.
• Ультразвуковая интерферометрия измеряла скорость прохождения упругих волн через сжатый образец.

Именно ультразвук позволил зафиксировать физическую точку фазового перехода. В механике сплошных сред существуют два типа волн:

• Продольные волны (P-волны) вызывают сжатие и растяжение материала вдоль направления распространения. Они способны проходить как сквозь твердые тела, так и сквозь жидкости.
• Поперечные волны (S-волны) вызывают смещение частиц перпендикулярно направлению движения волны. Поскольку жидкости не обладают упругостью формы и не сопротивляются сдвигу, поперечные волны сквозь них проходить не могут.

Как только температура образца в прессе достигла определенной отметки, датчики зафиксировали резкое затухание поперечных акустических волн. Сигнал S-волн полностью исчез из-за появления тончайших жидких пленок на стыках кристаллических зерен.

Этот замер показал: температура начала плавления (солидус) глубокой мантии Марса лежит примерно на 100 градусов ниже, чем считалось ранее. Это фундаментальный сдвиг: для плавления пород на глубине 1550 километров Марсу не требуются аномальные источники тепла. Нормальной температуры остывающих недр планеты достаточно, чтобы порода начала плавиться.

Химическая механика: почему расплав становится тяжелым

Установление более низкой температуры плавления решило вопрос термической доступности процесса. Однако оставалась главная механическая проблема: почему полученная жидкость не поднимается к поверхности?

Анализ химического состава фаз с помощью электронного микрозонда выявил перераспределение элементов между твердыми кристаллами и жидкостью.

При давлениях 18-19 гигапаскалей твердая мантия Марса сложена двумя основными минералами высокого давления:

• Рингвудитом (высокоплотная полиморфная модификация оливина);
• Майоритовым гранатом.

Когда температура пересекает линию солидуса, порода начинает плавиться в малом объеме — в пределах 5-10% от общей массы. В этих условиях химические элементы делятся между твердой и жидкой фазами неравномерно.

Кристаллические решетки рингвудита и граната прочно удерживают в своей структуре ионы магния, кремния и алюминия. Ионы железа, напротив, покидают твердую кристаллическую решетку и переходят в образующуюся жидкость.

В результате первичный расплав испытывает экстремальное обогащение железом. Содержание оксида железа (FeO) в жидкости достигает 37-40% по массе. Значение железистости (отношение атомов железа к сумме атомов железа и магния, Fe#) в расплаве достигает 0,5.

Физическое следствие этого геохимического процесса — изменение плотности:

• Твердые минералы, отдавшие железо, обогащаются магнием и становятся относительно легкими.
• Жидкий силикат за счет колоссальной концентрации тяжелых атомов железа резко увеличивает свою плотность.

Расчеты по трем независимым уравнениям состояния силикатных жидкостей показали: плотность первичного железистого расплава при давлении 18-20 гигапаскалей достигает примерно 4,1 грамма на кубический сантиметр. Плотность окружающих твердых пород мантии при тех же температуре и давлении лежит в диапазоне 4,0-4,1 грамма на кубический сантиметр.

Возникает инверсия: жидкий расплав оказывается плотнее твердого кристаллического каркаса, из которого он выплавился. Сила Архимеда направлена не вверх, а вниз. Расплав приобретает отрицательную плавучесть и стремится опуститься глубже.

Геометрия пор и механизм стекания вниз

Чтобы тяжелый расплав смог скопиться над ядром, он должен физически отделиться от твердой породы. Если бы жидкость оставалась запертой в изолированных порах между кристаллами, она не смогла бы перемещаться.

Возможность фильтрации жидкости через твердую поликристаллическую среду определяется углом смачивания (двугранным углом) на границе между кристаллами и расплавом:

• Если угол смачивания превышает 60 градусов, жидкость стягивается силами поверхностного натяжения в обособленные капли в узлах кристаллической решетки. Порода остается монолитной, а жидкость — неподвижной.
• Если угол смачивания меньше 60 градусов, жидкость растекается по плоским граням между соприкасающимися зернами минералов, соединяясь в единую трехмерную сеть микроканалов.

В экспериментах авторов измеренный угол смачивания составил около 20 градусов. Это крайне низкое значение. Жидкий железистый силикат формирует непрерывную сеть капилляров между зернами рингвудита и граната даже при объемной доле расплава всего в несколько процентов.

Под действием собственного веса и постоянного механического сжатия со стороны вышележащей толщи мантии плотный расплав выдавливается вниз через микроканалы. Происходит процесс гравитационной фильтрации: тяжелая жидкость постепенно стекает к границе раздела с металлическим ядром, формируя стабильный придонный слой.

Эксперимент выявил строгое ограничение этого процесса. Стабильность расплава сохраняется исключительно при низкой степени плавления (менее 10-15% объема).

Если локальный нагрев усиливается и степень плавления возрастает до 25-70%, в жидкость начинают массово переходить магний, алюминий и кремний. Концентрация железа в расплаве падает с 40% до 20-25%. В этом случае плотность жидкости резко снижается, расплав становится легче твердой мантии, приобретает положительную плавучесть и начинает подниматься вверх.

Таким образом, долговременное существование базального слоя возможно только при условии медленного, дозированного плавления мантийного вещества.

Геодинамические последствия: остановка магнитного поля и потеря атмосферы

Наличие изолирующего слоя расплавленных силикатов толщиной более 150 километров на границе ядра и мантии меняет понимание термической истории Марса.

Слой плотного жидкого силиката обладает иной динамикой и характеристиками переноса тепла, чем твердая кристаллическая мантия. Расположившись между горячим жидким ядром и холодной твердой мантией, этот слой сформировал стабильную термическую границу, которая резко ограничила отток тепла из недр планеты.

Это напрямую связано с историей марсианского магнитного поля:

1. Для работы планетарного магнитного динамо необходимо интенсивное конвективное движение жидкого железа в ядре. Горячий металл должен подниматься вверх, охлаждаться на границе с мантией и опускаться обратно.
2. Чтобы этот процесс шел непрерывно, мантия должна эффективно отбирать тепло у ядра, поддерживая высокий температурный градиент.
3. Тяжелый силикатный расплав снизил тепловой поток из металлического ядра наружу. Металлическое ядро потеряло возможность быстро отдавать тепло в мантию.
4. Разница температур между центром и внешними слоями ядра уменьшилась, термическая конвекция затухла, и планетарное динамо прекратило работу в первый миллиард лет существования планеты.

В результате исчезновения глобального магнитного поля Марс лишился защиты от солнечного ветра. Потоки заряженных частиц из космоса за сотни миллионов лет распылили большую часть плотной марсианской атмосферы, что привело к необратимому испарению и вымораживанию жидкой воды на поверхности.

Выводы для планетологии

Работа исследователей устраняет необходимость в сложных гипотезах катастрофического опрокидывания марсианских недр на заре формирования Солнечной системы. Формирование долгоживущего слоя расплава на дне мантии оказывается прямым следствием геохимического состава Марса:

1. Исходный состав: высокое изначальное содержание железа в мантии планеты создает предпосылки для резкого контраста плотностей при фазовом переходе.
2. Низкий порог плавления: реальная температура плавления железистой мантии при давлении 18-19 гигапаскалей на 100 градусов ниже предыдущих оценок, что обеспечивает сохранение расплава при нормальных температурах недр.
3. Химическая сегрегация: при малых долях плавления железо концентрируется в жидкости, создавая фазу с плотностью около 4,1 г/см³, которая физически не способна всплыть сквозь вышележащие породы.
4. Капиллярная сеть: низкий угол смачивания (20 градусов) обеспечивает эффективное дренирование тяжелой жидкости вниз, к металлическому ядру.

Эти выводы выходят за рамки изучения одного только Марса. Они показывают, что распределение тепла, эволюция магнитного поля и в конечном счете пригодность поверхности планеты для жизни могут определяться физико-химическими процессами, происходящими в масштабе микрометров на стыках кристаллических зерен на глубине в тысячи километров. Любая каменистая планета с повышенным содержанием железа в силикатной оболочке будет неизбежно формировать тяжелые придонные расплавы, замедляющие охлаждение ее ядра и меняющие ее геологическую судьбу.

Источник: Nature Geoscience