При изучении мерзлотно-криогенного состояния планет Солнечной системы используются разнообразные данные астрофизических исследований, характеризующие состав и температуру их атмосферы, поверхности и недр. Огромный сдвиг произошел в познании строения планет благодаря снимкам, полученным с межпланетных станций. Среди советских ученых, много внимания уделивших инопланетным льдам, следует назвать И. Я. Баранова, Э. Д. Ершова, Р. О. Кузьмина, среди американских — Б. К. Лючитта.
Установлено, что большинство планет Солнечной системы в той или иной степени ледяные, безледные — исключение из общего правила. В земных условиях основой практически всех мерзлотно-криогенных процессов является вода — химически активное и широко распространенное вещество. Наземные и подземные льды нашей планеты поэтому исключительно водного типа. На других планетах в зависимости от их характеристик помимо воды лед образуется из углекислоты, метана, аммиака, водорода и иных веществ, находящихся в свободном или химически связанном состоянии.
В свете сказанного становится понятным, что инопланетные льды могут быть разного состава. На Марсе и Венере состав их смешанный водно-углекислый, на Юпитере водородно-водный, на Сатурне водородноаммиачный и т. п. Тип льда той или иной планеты определяется ее составом, строением, стадией развития, температурой, давлением и другими физическими и химическими параметрами. Температурный интервал, в пределах которого может существовать лед названных и других типов, для каждой планеты строго определен. Установлено, что количество воды на планетах увеличивается по мере их удаленности от Солнца, а наиболее характерной формой ее существования становится лед В зависимости от степени удаленности от Солнца, наличия или отсутствия потока внутреннего тепла, наклона экватора к плоскости орбиты существуют теплые и холодные (в различной степени ледяные) планеты.
К полностью безледным планетам может быть отнесен только Меркурий. Это самая близкая к Солнцу планета, получающая намного больше тепла и света, чем Земля. Его период обращения вокруг Солнца составляет 88 сут, а период вращения вокруг собственной оси — 59 сут. За столь длинный день обращенная к Солнцу сторона нагревается от 280 до 440° С, а за ночь охлаждается до —120 —160° С. Вследствие малой скорости вращения и соответственно небольших значений ускорения свободного падения, составляющих 0,36 земных, Меркурий лишен атмосферы. Он не может удерживать легкие газы и даже большую часть тяжелых, из которых в очень небольших количествах удерживаются азот, аргон и углекислый газ. Возможно, что в недрах планеты существует и вода, которая в виде пара прорывается к поверхности и образует временный лед на ночной, охлажденной стороне планеты. Можно даже в целом предполагать образование слоя сезонного (длящегося около 30 земных суток) промерзания толщ горных пород на ночной стороне планеты. Если во временно промерзшем слое возникают к тому же грунтовые льды, то они могут состоять как из воды, так и углекислоты или их смеси.
Менее теплая и частично ледяная планета — Венера. Ускорение свободного падения здесь примерно равно наблюдаемому на Земле (0,87 земного), что обусловливает наличие вокруг Венеры плотной атмосферы, обнаруженной еще М. В. Ломоносовым. В ее составе преобладает углекислый газ с небольшой примесью инертных газов и кислорода. Средняя температура верхнего слоя облаков —39° С, предполагают, что они состоят из кристалликов водного льда. Период обращения Венеры вокруг Солнца, ее год, составляет 224 сут, а период вращения вокруг своей оси — 243 сут. Следовательно, она практически всегда повернута к Солнцу одной стороной, так же как Луна к Земле. Поэтому температура на солнечной стороне Венеры достигает 480° С. В то же время на ночной, охлажденной ее стороне, особенно в приполярных районах, вполне возможно наличие многолетнемерзлых горных пород, а также и приповерхностных скоплений льда, состав которого может быть различен.
Недра планет-гигантов, далеко отстоящих от Солнца, постоянно мерзлые прямо от поверхности. Толщина их мерзлой оболочки зависит от величины внутреннего потока тепла, идущего от ядра к поверхности, а также от расстояния от Солнца. При этом второй фактор — определяющий, и соотношение между мерзлой внешней зоной и внутренним теплым ядром увеличивается по мере удаления планет от Солнца: Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун. Средняя плотность их вещества в 4 раза меньше, а масса и размер на несколько порядков больше, чем у Земли. Период вращения вокруг своей оси не превышает полусуток. Атмосфера состоит из водорода и его соединений, аммиака и метана, температура атмосферы низкая отрицательная (от —123 до —168° С). Строение и состав удаленных от Солнца планет-гигантов изучены пока слабо. Можно предполагать на них наличие и мерзлых льдистых недр, и ледяных покровов, лед которых в значительной степени состоит из аммиака и метана.
По последним данным исследований космическими аппаратами «Вояджер», твердые оболочки спутников Юпитера на 50 и даже 100% состоят из водного льда — своеобразной «ледяной коры». Под ней находится полужидкая смесь воды и особых видов льда, возникающих под действием высоких давлений. На спутниках Сатурна, более удаленного от Солнца, чем Юпитер, вода находится лишь в виде сверхнизкотемпературных льдов.
Особо следует выделить по степени изученности и криогенному состоянию Марс. Он занимает как бы промежуточное положение между планетами земной группы и гигантами юпитерианской, а также между примитивной в геологическом отношении Луной и геологически зрелой Землей. Масса его невелика (0,12 земной), ускорение свободного падения составляет 0,38 земного. На Марсе, как и на Земле, происходит чередование времен года, продолжительность которых примерно в два раза больше земных, поскольку параболическая скорость вращения его почти в два раза меньше земной (0,45 земной). Марсианский год длится 687 земных или 669 марсианских суток. Период обращения Марса вокруг собственной оси примерно такой же, как и у Земли (24 ч 37 мин), поэтому марсианские и земные сутки почти равны.
Марс имеет весьма разреженную атмосферу со средним давлением около 600 Па, которое в земных условиях наблюдается на высоте примерно 30—35 км. На 90% она состоит из углекислого газа, в ней имеется небольшая примесь водяных паров, образующих разреженные облака, которые состоят из рассеянных ледяных кристалликов. Марс удален от Солнца в 1,5 раза дальше, чем Земля. Поток солнечной энергии, поступающей на его поверхность, в 2,3 раза меньше, чем на земную, поэтому температуры там значительно ниже. Сравним величины средней температуры поверхности. На Земле она составляет порядка 13—15° С, а на Марсе —60° С на экваторе, а в целом по планете —80° С! Зимой температура на Марсе достигает —130° С, а летом в полдень вблизи экватора 15 по одним данным или даже 27° С — по другим, т. е. мало отличается от температур, характерных в среднем для тропического и субтропического поясов Земли. Но в отличие от нее ночью температура на марсианском экваторе падает до —80…—90° С, достигая абсолютного минимума температур, зарегистрированного на Земле лишь в центре Антарктиды. Поскольку горные породы Марса плохо проводят тепло, суточные вариации температуры, несмотря на их огромный размах (более 100° С), сказываются на глубине всего лишь порядка 10 см от поверхности.
У обоих полюсов Марса существуют ледяные шапки, видимые с Земли и зафиксированные межпланетными станциями: у Северного полюса меняющаяся по размерам, но круглогодичная, у Южного — сезонная, летом исчезающая, относительно небольшая по размерам. Они состоят из водного и углекислого льда. Последний называют также лед СО2, или сухой лед. В условиях невысокого марсианского давления газ СО2 переходит в твердое состояние (сухой лед) при температуре —128° С. Температуры именно такого порядка характерны для полярных областей на широтах выше 50° в течение большей части зимы. Летние же температуры здесь выше —70° С, что исключает возможность существования в это время сухого льда СО2 или даже газогидратов — продуктов взаимодействия воды и углекислоты (СО2∙6Н2О).
По мере перехода углекислого газа в лед у одного из полюсов происходит его подток из более южных широт, за счет чего осуществляется рост полярной шапки. Развитие этого процесса переводит в лед в течение длинной полярной ночи до 20% атмосферного углекислого газа, чем обусловлено регулярное сезонное изменение атмосферного давления на Марсе с двумя минимумами в году, когда максимально разрастаются поочередно полярные шапки.
Помимо сезонно меняющихся ледяных шапок у обоих полюсов имеются, судя по снимкам с межпланетных станций, постоянные слоистые толщи в основном, вероятно, водного льда, смешанного с песком и пылью. По строению они напоминают ледниковые покровы Земли и представляют своеобразные осадочные накопления. Постоянный ледяной покров Северного полушария имеет значительно большую площадь, чем аналогичный в Южном полушарии. Строение постоянных ледовых покровов вскрывается в приполярных районах в видимых на космических снимках уступах и неровностях марсианской поверхности. Эти уступы состоят из серий многочисленных слоев толщиной в несколько десятков метров, сгруппированных в отдельные пачки. Полагают, что данные накопления — следствие долгопериодных вариаций солнечной радиации в полярных районах и по существу представляют собой ископаемый, захороненный ветровой пылью и песком лед и ледогрунт.
Кроме этих в основном ледяных накоплений на Марсе по результатам теплофизических расчетов и по косвенным признакам должны существовать опускающиеся на большие глубины толщи мерзлых льдистых горных пород. К числу косвенных признаков относится, в частности, такой, как характер строения выбросов вокруг метеоритных кратеров. Когда метеориты падают на поверхность, сложенную сухими и нельдистыми горными породами, выбросы грунта вокруг кратеров имеют характер насыпных образований (как, например, на Луне), размещение их в пространстве определено только законами баллистики. На Марсе в выбросах вокруг многих кратеров имеются следы течения грунтов. Отдельные лопасти выбросов имеют местные отклонения от препятствий, встретившихся на их пути, что возможно в случае перемещения грунта волочением по поверхности. Все это позволило ученым предположить, что метеоритные удары проявлялись в обогащенных льдом грунтах. Лед в выбросах плавился, и вокруг кратеров образовывались лопасти течения.
Сложились, таким образом, представления, что мерзлые грунты на Марсе распространены повсеместно, охватывая все большие глубины по направлению к полюсам. По модели, предложенной Р. О. Кузьминым, глубина мерзлой толщи в экваториальной зоне Марса составляет около 1,5 км, достигая у полюсов 5 км. По расчетам американских ученых, эти цифры несколько меньше, но также значительные: у экватора около 1 км, у полюсов до 3 км. Содержание льда в мерзлых толщах, как полагают, может составлять 50% объема горных пород, а по теоретическим расчетам достигает 80—120%. Количество внутригрунтового льда оценивается величиной огромной — около 1∙1016 т.
В отдельные этапы эволюции Марса вследствие изменений в поступлении солнечной радиации при соответствующих климатических вариациях или в результате активизации вулканической деятельности на определенных участках происходило вытаивание льда в мерзлых толщах. В результате возникли характерные формы провального рельефа — огромные депрессии до 100 км шириной, внутри которых видны просевшие участки поверхности, разбитой на хаотическую сеть крупных полигонов. Считают, что на их месте были прежде особенно большие скопления подповерхностного грунтового льда (захороненный лед огромных озер, рек).
Говоря о Марсе, трудно обойти молчанием проблему происхождения крупных каналов на его поверхности, находящихся в экваториальной зоне. Эти каналы имеют в большинстве случаев форму долин крупных меандрирующих рек. Крупнейшие из них начинаются в провальных депрессиях с характерным хаотическим рельефом поверхности. Существуют две конкурирующие гипотезы образования марсианских каналов. Согласно первой, они выработаны катастрофическими паводковыми потоками в результате расплавления огромных скоплений подповерхностного льда в котловинах с провалившейся поверхностью. Недаром каналы начинаются из них. Согласно другой гипотезе — марсианские каналы были выработаны, вернее, выпаханы гигантскими движущимися ледниками, когда-то там существовавшими. В современных условиях на поверхности Марса движущиеся ледники существовать не могут. В экваториальной части сохранению поверхностных льдов препятствуют климатические условия и разреженность атмосферы, стимулирующая высокую испаряемость. Ледники здесь могут жить только под толстым «одеялом» из тонкораздробленного вещества, например пыли. В высоких широтах движению льда полярных шапок препятствуют очень низкие температуры в течение большей части года.
Обе гипотезы — водная и ледниковая — предполагают огромные скопления воды или льда на поверхности Марса. Была ли такая возможность в более ранние этапы истории Марса? Пока это остается неразгаданной загадкой. Однако сдвиг в сторону ее разгадки произошел несомненный. Если раньше проблема марсианских каналов была областью научной фантастики, то теперь пришла пора научных гипотез. Существование же мерзлотных форм рельефа представляется бесспорным.
На снимках, полученных с орбиты космического корабля «Викинг», на поверхности Марса обнаружены разнообразные по размерам и форме полигоны, ограниченные трещинами. По крайней мере, часть из них обусловлена процессами морозобойного растрескивания грунтов. У края северной полярной шапки прекрасно видны полигоны поперечником от 4 до 20 км. Иногда они имеют вид четких многоугольников, ограниченных трещинами с ровным дном. В других местах они приобретают сглаженные очертания, а трещины между ними имеют по краям повышения — своего рода валики, характерные для валиковых мерзлотных полигонов с растущими ледяными жилами между ними на Земле. Однако размеры марсианских намного крупнее, вспомним, что земные имеют поперечник лишь до нескольких десятков метров. Это обстоятельство вызывает у определенного круга ученых сомнения о связи крупных марсианских полигонов с мерзлотными процессами. Возражая им, другие ученые связывают возникновение столь огромных полигонов не с сезонными (лето—зима) колебаниями температур, а с циклами в 100 тыс. или даже 1 млн. лет, приводящими к масштабным объемным изменениям в мерзлых грунтах. Возможно также, что крупная сеть марсианских полигонов — результат слияния мелких в большие.
На Марсе имеются и полигоны, сходные по размерам и форме с земными. Поперечник их колеблется от 50 до 300 м, они ограничены неупорядоченными системами трещин, пересекающихся между собой. Некоторые трещины имеют очень «свежий» облик, что позволяет считать их молодыми образованиями. Вместе с тем местами участки с прямоугольными полигонами переходят в поля бугристо-западинного рельефа. Полагают, что в этом случае, как и в земных условиях, произошло вытаивание ледяных жил, на их месте возникла сеть канав, оконтуривающих бугры-останцы, т. е. центральные части полигонов, углы и края которых сгладились. Вытаивание ледяных жил и образование остаточного бугристо-западинного рельефа происходили, вероятно, в те же этапы, когда и вытаивание крупных скоплений грунтового льда под котловинами с обрушившимся (просевшим) дном.
В пределах северных равнин Марса весьма многочисленны небольшие бугры с воронками в центральной части. Предполагают, что они могут быть буграми пучения с частично или полностью вытаявшим ледяным ядром типа булгунняхов. Вместе с тем не исключено, что это псевдократеры, т. е. шлаковые конусы, возникшие там, где раскаленная лава изливалась на пропитанные льдом грунты. Вырывавшиеся при этом из недр пары захватывали с собой грунтовые частицы, скопления которых и представляют собой бугры. На Марсе обнаружены также относительно небольшие котловины с просевшим днищем неправильной формы, напоминающие по форме и размерам аласы Якутии или хасыреи Западной Сибири, т. е. типичные и наиболее распространенные земные термокарстовые образования.
Комплекс мерзлотных форм рельефа Марса дополняют склоновые формы. К ним относят, например, гигантские супероползни в бортах огромных оврагоподобных долин в экваториальной зоне. Полагают, что это съехавшие блоки мерзлых льдистых пород. К северу и югу от экваториальной зоны (до 50° с. ш. и 60° ю. ш.) характерным образованием являются обширные подсклоновые шлейфы языковидной в плане формы. На их поверхности видны цепочки концентрически расположенных гряд, оконтуривающих внешнюю часть языка, что свидетельствует о вязкопластическом перемещении (течении) слагающего и гряды, и языковидные формы материала. По-видимому, движение в данном случае осуществляется по типу земных каменных глетчеров, когда лед насыщает массовые скопления обломков горных пород, составляя до 50% их объема.
Выявление и познание мерзлотных процессов и явлений на Марсе основано исключительно на сравнении с земными процессами и явлениями, обусловленными существованием или вытаиванием подземных льдов. Таким образом, знание закономерностей строения и формирования подземных льдов на Земле — ключ к пониманию марсианских природных обстановок. Молодая наука криолитология проникает в еще более молодую науку космического века — сравнительную планетологию.
Источник: И.Д. Данилов. Подземные льды. Издательство «Недра». Москва. 1990