ВНУТРЕННЕЕ СТРОЕНИЕ МАРСА

Определение внутреннего строения Марса - сложная задача сравнительной планетологии. Модели носят пока теоретический, прикидочный характер. При их построении исходят из космогонических представлений об образовании планет, используют аналогии с Землей (радиальная изменчивость свойств вещества, существование-глобальных оболочек - коры, мантии, ядра - результат геохимической дифференциации), учитывают данные о гравитационном поле.

Сегодня о Марсе известно больше, чем о Венере и Меркурии. Полагают, что условия конденсации вещества протопланетного облака здесь благоприятствовали; соединению железа с серой и преобладанию железистых силикатов (молекулярное отношение Mg/(Mg + F) для Марса составляет 2/3, для Земли - 0,9). Вопрос же о составе ядра остается открытым.

Ниже представлен вариант разделения Марса на минералогические зоны по В. Н. Жаркову (1983). Для Марса более вероятной представляется низкотемпературная модель. В ней фазовый переход оливина в шпинелевую модификацию начинается на довольно больших глубинах - порядка 800 км (при давлении около 100 бар и температуре 1400 °С). Глубже, вплоть до 1150 км, простирается зона совместного существования обеих модификаций, а относительно тонкая нижняя мантия (до ядра - до глубины 1700 км) сложена оливином в структуре шпинели. Перовскитовая же модификация, из которой, возможно, состоит нижняя мантия Земли, в недрах Марса из-за низких давлений отсутствует.

При повышении температуры недр шпинелевая зона Марса должна погружаться, а при охлаждении - подниматься. Это может сыграть немалую роль в тектонике Марса.

Согласно оценкам вязкость нижней мантии Марса слишком мала, чтобы выдерживать (на космических интервалах времени) большие касательные напряжения. Эти напряжения должны концентрироваться в жесткой мощной (до 500 км) литосфере, достигая сотен бар.

Если ядро Марса не чисто железное, а представляет собвй сплав железа с сернистым железом (Fe - FeS), то оно будет иметь низкую температуру плавления (порядка 1000 °С), к тому же слабо зависящую от давления. Тогда можно объяснить (за счет механизма «динамо») происхождение наблюдаемого (хотя и очень слабого) дипольного магнитного поля Марса.

Есть надежда, что решить проблему состава ядра помогут будущие сейсмические исследования.

Полное содержание железа в Марсе составляет около 25 %, что меньше, чем у Земли и Венеры (32%) и гораздо меньше, чем у Меркурия (60-70%).

Остановимся на нескольких конкретных вариантах моделей внутреннего строения Марса.

С. В. Козловской (Институт физики Земли АН СССР) были рассчитаны модели внутреннего строения Марса: глубины границ и закон изменения плотности для трехслойной структуры кора - мантия - ядро. Рассматривались вариации мощности коры от 20 (степень выплав-ления сиалического материала, соответствующая Земле) до 200 км (полное выплавление всего «корового» вещества из мантии). Судя по тому, что многие формы рельефа поверхности говорят о недавней активности недр, полное выплавление маловероятно, поэтому при расчетах была взята мощность коры 100 км. При построении модели мантии Марса за основу бралась «земная» зависимость плотности от давления (в центре Марса давление соответствует земному на глубине 800 км). В наиболее вероятной из рассмотренных моделей железное ядро имеет радиус 960 км и массу 5% от планетарной, а скачок плотности на его кровле составляет величину от 4,7 до 8,5 г/см³. Большего радиуса ядра не допускает момент инерции. Мантия «получилась» в среднем толщиной 2426 км, ее масса составила 89% от планетарной, а содержание ортосиликата железа превысило содержание в земной мантии на 15-20%. Вещество такой мантии имеет нормальную плотность 3,55 г/см³ (а в Земле - 3,3 г/см³), сейсмические волны в ней должны распространяться медленнее, чем в верхней мантии Земли при аналогичных температурах и давлении. Именно они-то и смогут в дальнейшем вынести «вердикт» о правомерности предложенной модели.

Американские исследователи также предложили несколько вариантов моделей внутреннего устройства Марса и изучили их сейсмологические следствия - особенности волновой картины. Предполагается, что содержание железа в Марсе эквивалентно содержанию его в хондритовых метеоритах. Ожидается большое железо-сульфидное ядро, богатая оксидами железа мантия и тонкая кора. Радиус ядра может составлять от 1/3 радиуса планеты (в случае ядра земного типа или чисто железного состава) до половины (ядро из сернистого железа). Проведены математическое моделирование и исследование разных вариантов. Предпочтение отдано такой модели: кора мощностью 30 км, верхняя мантия, сложенная оливином (мощность 1113 км), нижняя - шпинелевая (561 км), ядро с радиусом 1694 км. В этой модели ядро больше и плотнее, а мантия менее плотная, чем предполагали ранее.

Теоретический анализ нескольких альтернативных моделей сейсмической структуры Марса подтверждает принципиальную перспективность сейсмических просвечиваний. Анализ расчетных годографов, кривых фазовых и групповых скоростей волн, свободных колебаний планеты выявил общие сейсмические свойства разных вариантов внутренней структуры Марса: более низкие, чем на соответствующих глубинах в Земле, скорости пробега волн, малые изменения величин скорости по вертикали в пределах пород одного минералогического состава, отсутствие резкой сейсмической границы при переходе от мантии к ядру. Это объясняется меньшими размерами, плотностью и силой тяжести на Марсе.

Сейсмические наблюдения смогут сообщить о состоянии марсианских недр. В случае жидкого ядра должны регистрироваться интенсивные (отраженные от его кровли) поперечные волны, но не будет волн, прошедших сквозь ядро, - «зона тени» существует на эпицентральных расстояниях 100-140°. Период собственных колебаний планеты с жидким ядром составит 30 - 40 мин. Если же ядро у Марса твердое, волны поведут себя иначе: «зона тени» исчезнет, отраженные от ядра волны ос лабнут, планета будет испытывать более частые собственные колебания (25 - 30 мин).

Характер рельефа, гравитационное поле и явные признаки относительно молодого вулканизма на Марсе служат индикатором возможного существования в мантии зон частично расплавленного вещества - астено-сферы. И сейсмические волны способны ее обнаружить. Если мощность астеносферы достигает 50-300 км, а скорость пробега сейсмических волн в ней уменьшается не менее чем на 7%, у волн появится «зона тени» на удалениях 17-21°, а период собственных колебаний Марса увеличится на 2,2%.