21 апреля 2020

Космические аппараты исследуют изотопный состав поверхности Марса

NASA Формация Йеллоунайф Бэй (Yellowknife Bay) на Марсе, где марсоход Curiosity проводил исследования содержания изотопов водорода в глинах NASA

Считается, что наблюдаемое по результатам анализа марсианских метеоритов соотношение изотопов водорода в коре четвертой планеты — результат смешения мантийного и атмосферного вещества на ранних этапах ее формирования. Но пока у ученых не слишком много данных, чтобы быть уверенными в этой гипотезе: проанализированных метеоритов мало, а разброс их возрастов слишком большой.

Недавно вышла статья, в которой описано исследование еще двух марсианских метеоритов, которое хорошо дополнило уже имеющиеся данные и позволило восстановить изотопные отношения водорода для большей части геологической истории Марса. Также было проведено моделирование обмена изотопами между геосферами Марса, показавшее, что смешение одного общепринятого мантийного значения с атмосферным не объясняет диапазона концентраций изотопов водорода, наблюдаемых в коре красной планеты. Авторы построили другую модель с учетом смешения вещества коры и двух мантийных источников с разными изотопными составами. Она хорошо согласуется с результатами анализа, но из нее следует наличие в мантии Марса неоднородностей, унаследованных от сформировавших его планетезималей. А это требует пересмотра ранних стадий геологической истории каменных планет и усложнения общепринятой модели одной из них — стадии магматического океана.

Марс — каменная планета, очень похожая на Землю. Образовавшись почти одновременно с Землей около 4,5 млрд лет назад в результате слипания планетезималей, он проходил те же стадии ранней эволюции, что и наша планета: выделение ядра, фазу магматического океана, последующее формирование мантии и коры и интенсивный базальтовый вулканизм. Базальты образуются в результате частичного плавления пород верхней мантии и именно ими сложена большая часть поверхности Марса. На ранних этапах своей истории Марс был горячее, вода на его поверхности существовала в жидком виде, а атмосфера была гораздо плотнее, — все это, конечно же, оказывало влияние на химический состав застывающих базальтовых лав и магм.

Но Марс почти в два раза меньше Земли: его средний радиус равен 3389,5 км, а у нашей планеты он равен 6371 км. Из-за этого Марс остывал значительно быстрее и сейчас почти мертв в геологическом смысле. Правда, важно отметить, что вопрос геологической активности Марса является активным предметом текущих исследований, в особенности миссии InSight (см. также картинку дня InSight на Марсе), — мы ее не наблюдаем, но очень надеемся обнаружить. Cчитается, что за последнее известное ее проявление ответственен вулкан Олимп, извергшийся 25 млн лет назад. Оценка возраста лавовых потоков основана в том числе и на том, что на поверхности вулкана (а это огромная территория, сравнимая по площади с Францией) почти нет метеоритных кратеров (их там всего два), то есть эта поверхность относительно молодая.

Геологической смертью объясняют и отсутствие механизма генерации магнитного поля, аналогичного земному. Считается, что внешнее жидкое ядро Марса, ответственное за его возникновение по механизму планетарного динамо, застыло из-за быстрого охлаждения примерно через миллиард лет или меньше после формирования планеты. Лишившись магнитного поля, которое защищает от солнечного ветра, Марс потерял и большую часть воды и атмосферы. В настоящее время, по оценкам ученых, основная часть воды на Марсе (58%) содержится в мантии, чуть меньше (35%) — в коре и лишь малая часть (7%) — в атмосфере. Поскольку марсианская кора тонкая (в среднем ее толщина составляет около 50 км), она является наиболее водонасыщенной оболочкой Марса со средним содержанием воды 1410 грамм на тонну.

Важную информацию об истории и внутреннем устройстве Марса ученые получают, исследуя марсианские метеориты. На данный момент известно 266 марсианских метеоритов. Опознали их сравнительно недавно: статья «Метеориты группы SNC — с Марса» (A. Treiman et al., 2000. The SNC meteorites are from Mars), в которой обосновывалось марсианское происхождение нескольких метеоритов, вышла в 2000 году (хотя подозрения, конечно, были и раньше). Названием группы является сочетание трех первых букв типовых марсианских метеоритов: Шерготти(шерготтиты), Накла (наклиты) и Шассиньи (Chassigny, шассиньиты). Шерготтиты — образцы коры Марса, глобально делящиеся на базальтовые и лерцолитовые. Базальтовые — результат кристаллизации лавовых потоков или приповерхностных магм, а лерцолитовые — осаждения кристаллов оливина в магматических камерах коры. Две другие группы марсианских метеоритов состоят преимущественно из оливина и пироксена в разных пропорциях и также образовались в коровых магматических камерах.

Главным свидетельством марсианского происхождения этих метеоритов были элементный и изотопный состав заключенных в них газов. Их анализ показал сходство с данными об атмосфере Марса, собранной аппаратами программы«Викинг». Другой уликой было наличие значительного количества воды в минералах и сам факт того, что оливин-пироксеновые кумулаты (результат оседания тяжелых кристаллов в магматических камерах) могли образоваться только на достаточно крупном дифференцированном теле с базальтовым вулканизмом. Как замечали в то время некоторые планетологи, если эти метеориты не с Марса, то в Солнечной системе должен быть его незамеченный двойник.

Из перечисленных марсианских особенностей особенное внимание привлекает, конечно же, вода. И дело здесь, как это ни странно, не только в вопросах возможного наличия жизни, но и в эволюции и образовании самой планеты. Ее присутствие и количество определяет тип исходного «строительного материала» для планеты, температуру плавления пород, условия транспорта химических веществ, а также особенности тектоники и атмосферы. И если о воде на поверхности или в атмосфере Марса мы можем что-то сказать, то о ее распределении в коре или в мантии — основных резервуарах — известно крайне мало.

Для изучения миграции воды среди геологических оболочек планет в геохимии часто используют изотопы водорода, соотношение которых позволяет установить источник воды и происходящие процессы. Изотопы — атомы одного и того же элемента, обладающие одинаковой структурой электронных оболочек, но разными массамиядер из-за того, что в них разное число нейтронов. У водорода два стабильных изотопа — протий 1H (на его долю приходится 99,9885% всего водорода) и дейтерий2H (0,0115%). Напомним, что верхний индекс означает массовое число ядра — сумму протонов и нейтронов. В отличие от кислорода с тремя изотопами, для характеристики содержания изотопов водорода используют простое соотношение2H/1H, также записываемое как D/H. Обычно, когда говорят об этой величине, ее сравнивают с отношением D/H в стандарте VSMOW (Vienna Standard Mean Ocean Water) — специальным образом очищенной от примесей океанической воде — где оно составляет 1,56×10−4.

Главным процессом, приводящим к изменению этого соотношения, является масс-зависимое фракционирование изотопов (более подробно про этот процесс читайте в новости У земных и лунных пород значения изотопного показателя кислорода различаются, «Элементы», 30.03.2020). Молекулы с более легкими изотопами весят меньше и легче испаряются, поэтому в земной атмосфере гораздо больше легкого водорода и кислорода, чем в мировом океане. Однако на Марсе ситуация немного другая: в его атмосфере соотношение D/H в 5–7 раз больше, чем значение для VSMOW: марсианская атмосфера обогащена тяжелым изотопом, а не легким. Эта странная особенность объясняется долгой потерей атмосферы в отсутствие магнитного поля — протию проще улететать в космическое пространство.

Изучение включений магматического расплава в кристаллах оливина шерготиттов, которые ученые считают результатами прямого первичного плавления мантии Марса, позволяют оценить соотношение изотопов водорода и для этой геологической оболочки: оно составляет 1,99×10−4 — в 1,3 раза больше, чем VSMOW (T. Usui et al., 2012. Origin of water and mantle–crust interactions on Mars inferred from hydrogen isotopes and volatile element abundances of olivine-hosted melt inclusions of primitive shergottites).

А вот данных о соотношении изотопов водорода для марсианской коры было крайне мало и понять роль атмосферы и мантии в формировании корового соотношения D/H было сложно. Отдельные анализы, например для глин формации Йеллоунайф Бэй возрастом 3 млрд лет (рис. 1), ложились на кривую смешения мантия-атмосфера, но для полноценной модели данных было недостаточно. Кроме того, существованию такой модели препятствует отсутствие на Марсе тектоники плит, обеспечивающей химическую связь атмосферы и мантии. А при ее отсутствии кора выступает барьером между двумя источниками изотопов (изотопными резервуарами)

Чтобы разобраться в загадках марсианской коры требовались дополнительные данные. В новой статье, опубликованной в конце марта в журнале Nature Geoscience, международная команда ученых докладывает о результатах анализа соотношений изотопов водорода в двух образцах коры Марса. Казалось бы, два метеорита — разве это достаточный набор образцов для работы? Здесь, конечно же, все зависит от задачи. Для всеохватывающей характеристики марсианской коры — конечно нет. Но здесь необходимо было дополнить некоторый существующий набор данных информацией, без которой его обработка затруднена.

Для своей работы авторы взяли, пожалуй, самый известный кусок Марса — метеоритALH 84001 (рис. 2), наделавший в свое время много шума обнаружением в нем минеральных образований, напоминающих окаменелости одноклеточных организмов (хотя поговаривают, что ровно в это время у авторов заканчивалось финансирование и срочно требовалось продление проекта).

Метеорит ALH 84001, если описывать его как горную породу, являетсяортопироксенитом, то есть состоит почти полностью из ортопироксена(Mg,Fe)2Si2O6 — в формулах минералов через запятую записывают элементы, которые могут присутствовать в разных пропорциях, занимая одну и ту же позицию в его структуре. Особенность этого метеорита заключается в том, что несмотря на схожесть с представителями группы SNC и подтвержденное марсианское происхождение, он не входит ни в одну из упоминавшихся групп, стоя несколько особняком. Этот кусок породы образовался в коре Марса примерно 4,1 млрд лет назад и провзаимодействовал с гидротермальными растворами 3,9 млрд лет тому назад.

Второй изученный метеорит тоже весьма популярен среди ученых и коллекционеров. Это базальтовая брекчия NWA 7034, приобретенная у одного из марокканских торговцев в 2011 году и получившая неформальное имя «Черная красавица». Ее компоненты были сцементированы прохождением горячих жидкостей ~1,5 млрд лет назад и таким образом два этих метеорита позволяют посмотреть на примеры изотопных соотношений в гидротермальных растворах коры Марса с разницей в 2,4 млрд лет. В обоих образцах присутствует минерал апатит Ca5(PO4)3[OH,F,Cl], который и был использован для анализов изотопов водорода. Анализ проводился с использованием масс-спектрометрии вторичных ионов (SIMS), на установке, позволявшей фокусироваться на наноразмерных участках образца.

Полученные соотношения D/H лежат в диапазоне 3,12–4,67×10−4 (рис. 3) и хорошо согласуются со значениями этого параметра для коровых пород иных возрастов (рис. 4). Посмотрев на возраст пород, можно заключить, что, начиная с первых ~660 млн лет, когда кора только формировалась, а у Марса еще была значительная атмосфера и похожее на земное магнитное поле, изотопное соотношение практически не изменилось. Это означает, что его причину следует искать в процессах, происходивших в самом начале геологической истории Марса.

Как уже упоминалось выше, марсианская кора состоит из базальтов, которые выплавились из верхней мантии и испытали взаимодействие с марсианской атмосферой. Сделав поправку на уже начавшуюся потерю легкого изотопа водорода, авторы статьи решили построить модель смешения мантийного и атмосферного вещества. Ожидалось, что все качественные оценки значения соотношения D/H для коры будут лежать на получившейся кривой, соединяющей на графике точку мантии с точкой атмосферы. Но здесь возникла проблема. Дело в том, что Марс обладает геохимически неоднородной мантией.

По геохимическим критериям, в мантии Марса выделяют минимум два источника базальтовых магматических расплавов — обогащенный шерготиттовый и обедненный шерготиттовый. В них понятным образом различаются содержания лантаноидов, отношения изотопов стронция, неодима, а также фугитивности кислорода (подробнее про фугитивность можно почитать в новости Глубины магматических океанов хватило для окисления мантии молодой Земли, «Элементы», 12.09.2019). Интерпретируется это так: обогащенный источник плавился мало раз, а обедненный — много, и поэтому содержания изотопов и элементов, легко переходящих в расплав из минералов, различаются. Кроме того, недавно было установлено, что эти источники различаются и по содержанию воды: 36–72 г/т в обогащенном и 14–23 г/т в обедненном (F. McCubbin et al., 2016. Heterogeneous distribution of H2O in the Martian interior: Implications for the abundance of H2O in depleted and enriched mantle sources).

Но несмотря на наличие различных геохимических зон, в предшествующих работах предполагалось, что марсианская мантия обладает одинаковым соотношением изотопов водорода. Это утверждение являлось прямым следствием основной модели развития Марса, где на стадии магматического океана все хорошо перемешалось, а изотопные содержания усреднились. За типичные мантийные значения D/H принимают результаты анализа включения магматического расплава в кристалле оливина обогащенного шерготитта Yamato 980459 (рис. 4). Предполагается, что он сформировался при кристаллизации расплава, который образовался в первое плавление участка мантии, и потому репрезентативен для мантийных изотопных значений (T. Usui et al., 2012. Origin of water and mantle–crust interactions on Mars inferred from hydrogen isotopes and volatile element abundances of olivine-hosted melt inclusions of primitive shergottites).

Внимательная ревизия анализов соотношения D/H в двух группах шерготиттов показывает, что и по этому параметру они различны. В среднем, в обогащенных шерготиттах больше дейтерия (8,03±0,51×10−4) чем в коре, и, более того, это значение перекрывается с существующими данными по марсианской атмосфере. В обедненных шерготиттах ситуация несколько иная: в них значительно больше разброс значений D/H (от 1,21×10−4 до >8,57×10−4).

Авторы статьи сначала построили модель смешения, основанную на классическом представлении (см., например, T. Usui et al., 2015. Meteoritic evidence for a previously unrecognized hydrogen reservoir on Mars) о распределении изотопов водорода в геосферах Марса — обедненной дейтерием мантии и обогащенной дейтерием атмосфере (рис. 5 a, b). Итоговая модель показывает несостоятельность этой идеи. Во-первых, процесс смешения должен был быть более эффективным для обогащенных шерготиттов и менее эффективным — для обедненных. Во-вторых, он должен был почти полностью уравнивать изотопные соотношения в водосодержащих минералах обогащенных шерготиттов с атмосферными. Если посмотреть на рисунок 5, а, то можно заметить, что для получения примерно трети изученных пород требуется участие более 50% атмосферного компонента (вне зависимости от того, с чем идет смешение — с современной или с древней атмосферой).

Поэтому была построена другая модель, в которой рассматривались два источника изотопов водорода, обогащенный и обедненный шерготтитовый, но смешение происходило уже не с атмосферой, а с корой. На рис. 5, с видно, что если предположить, что в мантии Марса существует не один источник соотношения D/H, а два, то удается хорошо объяснить результаты анализа для целого спектра обедненных и обогащенных пород коры, представленных шассиньитами и шерготиттами. На первый взгляд это может показаться математическим фокусом, в котором сначала B пытались объяснить смешением А и С, это не получилось, поэтому попробовали смешать А и В, между которыми очевидно меньше разница. Но на самом деле график смешения мантии и коры показывает, что, если признать наличие различных изотопных соотношений водорода в двух источниках, то и смешивать почти ничего не придется, а если даже и придется — контаминация какими-нибудь гидротермальными растворами коры составит вполне реалистичные 20%, а не 80–100%, как в случае с моделью, включающей атмосферную компоненту.

Если согласиться с авторами и признать существование этих изотопных резервуаров (рис. 6), то, сопоставив оценки их возрастов, можно сказать, что они были на Марсе с самого начала его геологической истории. Предыдущие модели пытались объяснить их образование и геохимические различия многократным плавлением (L. Borg et al., 1997. Constraints on Martian differentiation processes from Rb-Sr and Sm-Nd isotopic analyses of the basaltic shergottite QUE 94201), однако плавление пород под давлением не способно объяснить различия в содержании изотопов водорода.

Разрешить это противоречие предлагается признанием наличия в мантии Марса зон, унаследованных от планетезималей, из которых он образовался. Да, это допущение означает, что не очень ясно, как происходила дифференциация Марса и порождает вопрос о том не выглядел ли марсианский магматический океан как «суп с фрикадельками», однако авторы статьи не изобретают ничего нового. Модель быстрой аккреции Марса из крупных фрагментов (~10% массы) рассматривалась и ранее и в ее поддержку говорит наличие других изотопных неоднородностей в мантии (S. Marchi et al., 2020. A compositionally heterogeneous martian mantle due to late accretion).

Все это означает, что гипотеза о двух резервуарах изотопов водорода в мантии Марса — важный вопрос, на который необходимо найти ответ при реконструкции ранней истории четвертой планеты. А сама эта история крайне интересна для развития представлений об аккреции и дифференциации планет, так как предлагает усложнить господствующую модель стадии магматического океана, приводя аргументы в пользу того, что перемешивание в нем происходит не полностью, а те или иные особенности геологии планет требуют новых объяснений.