Бесплатный автореферат и диссертация по наукам о земле на тему

Сравнительный анализ мерзлотных условий и проявлений процесса морозобойного растрескивания на высоких широтах Земли и Марса

ВАК РФ 25.00.08, Инженерная геология, мерзлотоведение и грунтоведение

Автореферат диссертации по теме "Сравнительный анализ мерзлотных условий и проявлений процесса морозобойного растрескивания на высоких широтах Земли и Марса"

На правах рукописи

Исаев Владислав Сергеевич

СРАВНИТЕЛЬНЫЙ АНАЛИЗ МЕРЗЛОТНЫХ УСЛОВИЙ И ПРОЯВЛЕНИЙ ПРОЦЕССА МОРОЗОБОЙНОГО РАСТРЕСКИВАНИЯ НА ВЫСОКИХ ШИРОТАХ ЗЕМЛИ И МАРСА

Специальность 25.00.08 - инженерная геология, мерзлотоведение и грунтоведение

АВТОРЕФЕРАТ

диссертации на соискание ученой степени кандидата геолого-минерапогических наук

Москва-2005

Работа выполнена на кафедре геокриологии Геологического факультета Московского Государственного Университета им. М.В.Ломоносова

Научные руководители

доктор геолого-минералогических наук И.А. Комаров доктор геолого-минералогических наук, профессор Э.Д. Ершов

Официальные оппоненты

доктор географических наук, профессор А.А. Лукашов доктор геолого-минералогических наук Д.А. Гиличинский

Ведущая организация

институт геохимии и аналитической химии им. В.И. Вернадского РАН (ГЕОХИ РАН)

Защита состоится 18 ноября 2005 г. в 14 часов 30 минут на заседании Диссертационного совета Д 501.001.30 при Московском государственном университете им. М.В.Ломоносова по адресу: Москва, Ленинские горы, МГУ им. М.В.Ломоносова, геологический факультет, аудитория 415.

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке геологического факультета МГУ зона «А», 6 этаж.

Отзывы на автореферат в двух экземплярах, заверенных печатью организации, просим присылать по адресу: 119992, Москва, Ленинские горы, МГУ, геологический факультет, ученому секретарю диссертационного совета, профессору Л.С. Гарагуле.

Автореферат разослан 18 октября 2005 г.

Ученый секретарь диссертационного совета,

доктор геолого- минерапогичческих наук, профессор

¿m^L 21 и 76¿

^^ ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТЫ

Актуальность проблемы. Геокриология является частью более общей науки криологии планет. Мерзлые, морозные или переохлажденные породы, как естественноисторические образования, не являются чем-то исключительным, присущим только Земле. Они широко развиты в пределах других планет Солнечной системы и их спутников. Среди планет земной группы особое место в этом плане занимает Марс - планетное тело с ощутимой атмосферой, мощной криосферой и постоянным присутствием льда в полярных шапках. Огромный фактический материал, накопленный за последнее время, неизмеримо расширил и во многом изменил существующие представления об атмосфере, климате и поверхности Марса, который стал в настоящее время центральным объектом исследовательских программ. Накопленные уникальные данные по климатическому мониторингу планеты позволяют получать информацию о любой точке поверхности Марса с точностью, сопоставимой с земными данными. Это позволило вывести наши представления о Марсе из области гипотез на качественно новый уровень. Открылись возможности сопоставить эти данные с результатами аналогичных исследований по Земле. Проведение сравнительного анализа мерзлотных условий, изучение динамики криогенных процессов и их проявлений позволяют рассмотреть этот вопрос как актуальную научную проблему. На 3-ей конференции геокриологов России (Москва, 2005) эта тематика была названа президентом международной ассоциации геокриологов Джерри Брауном в числе одной из трех приоритетных, что нашло свое отражение в формировании соответствующих секций на Международных (Тюмень, 2004; Пущино, 2005; Потсдам, 2005) и национальных (Москва, 2005) совещаниях специалистов-мерзлотоведов.

Цель н задачи исследования. Основной целью работы является проведение сравнительного анализа мерзлотных условий и проявлений процесса морозобойного растрескивания на высоких широтах Земли и Марса. Для достижения поставленной цели необходимо было решить ряд задач:

1. Проанализировать последние данные по криологическим условиям Марса, которые получены с помощью дистанционного и непосредственного зондирования его поверхности с помощью орбитальных аппаратов и посадочных модулей; скорректировать представления о величине мощности морозных, мерзлых и охлажденных пород в рамках гипотезы о наличии в его недрах высокоминерализованных солевых растворов;

2. Провести анализ широтно-временной изменчивости ряда составляющих радиационно-теплового баланса поверхности Марса, суточных, сезонных и годовых колебаний ей температуры и температуры приповерхностных слоев атмосферы; с помощью математического моделирования оценить возможную динамику температурных полей в верхних горизонтах пород;

3. Обобщить и сопоставить имеющийся фактический материал о составе пород верхних горизонтов Марса, их теплофизических, оптических и механических свойствах с аналогичными данными по земным породам, полученными для диапазона низких отрицательных температур;

4. Провести сравнительный морфологический, морфометрический и статистический анализ геометрии и линейных размеров полигонов морозобойного растрескивания для высоких широт Земли и Марса; для последнего составить классификационную схему и карту проявлений этих форм рельефа;

5. Проанализировать и сопоставить результаты математического моделирования линейных размеров полигонов морозобойного растрескивания на Марсе с данными, полученными с помощью орбитальных аппаратов.

РОС. НАЦИОНАЛЬНА* {

БИБЛИОТЕКА I 1

Фактический материал представлял собой: космоснимкя высокого разрешения Марсианской Орбитальной Камеры (МОС) с орбитального комплекса Mars Global Surveyor и аппарата Марс-3; исследовательской аппаратуры, установленный на космических аппаратах миссии Mars Odyssey: (нейтронный и гамма- спектрометр Hend, лазерный дальномер MOLA, теплоэмиссионный спектрометр TES и др.); данные о составе и характеристиках грунтов, полученные в ходе посадочных миссий Viking 1 и 2, Mars Pathfinder; (альфа-протоновый рентген-спектрометр APXS), Spirit (спектрометр Mössbauer) и Opportunity. Для анализа климатических данных атмосферы и поверхности использовалась База данных Европейского агентства (the Mars Climate Database of the European Space Agency, Laboratoire de Météorologie Dynamique du C.N.R.S., the UK Particle Physics and Astronomy Research Council). Данные no земным полигонам морозобойного растрескивания представляли собой аэрофотоснимки арктических областей России (Новосибирские о-ва, п-ов Ямал, архипелаг Новая Земля, Тазовский п-ов) и Антарктиды (Земля Виктории), соответствующие геологические разрезы и результаты температурных наблюдений.

Научна» новизна работы определяется следующими результатами:

1.Обобщены последние данные об атмосфере, климате, геологическом строении Марса и проявлениях экзогенных криогенных процессов.

2. Для высоких широт Марса количественно оценена временная и пространственная изменчивость: ряда составляющих радиационно-теплового баланса поверхности; средних температур в приповерхностном слое атмосферы и их амплитуд; среднегодовых, средне сезонных и среднесуточных температур поверхности и их амплитуд, а также параметров, характеризующих теплофизические и оптические свойства пород поверхности.

3. Обобщены и скорректированы, в сторону ощутимого уменьшения, представления о мощности мерзлых пород Марса.

4. Показано, что экспериментальные данные по теплофизическим, оптическим и механическим свойствам, полученные для земных пород при низких отрицательных температурах, могут быть использованы при определенной корректировке для анализа криогенных процессов на Марсе.

5. Проведенный сравнительный морфометрический и статистический анализ формы и размеров полигонов на Земле и Марсе, результаты математического моделирования, а также наличие стабильного льда НгО в верхних горизонтах позволили предположить, что полигональные формы марсианского микрорельефа, отмеченные на высоких широтах, сформировались в результате морозобойного растрескивания.

6. Разработана классификация полигонов морозобойного растрескивания и на основе ее составлена карта проявлений процесса (совместно с P.O. Кузьминым ).

Практическое значение работы. Практическое значение работы связано с отработкой комплексной методики для исследования криогенных процессов на Марсе, использующей самые современные методы дистанционного и непосредственного зондирования (высокая разрешающая способность, автоматизированные комплексы и т.д.), которые со временем найдут и уже находят применение для аналогичных исследований при современном освоении северных территорий. Определенные результаты могут быть использованы для планирования и осуществления последующих миссий освоения планеты Марс.

Ряд материалов и разработок используется при чтении курсов: «Введение в специальность», «Геокриология», а также в ходе выполнении студентами курсовых, бакалаврских и магистерских работ.

Апробапия работы. По материалам работы опубликовано 15 работ, из них 4 статьи в трудах Международных конференций, проводимых за рубежом (США, Хьюстон, 2002; Канада, Альберта, 2003; Германия, Потсдам, 2005), 4 доклада в трудах международных конференций по сравнительной планетологии «Vernadsky - Brown Microsymposium» (Москва, 2001, 2002, 2003), 3 доклада на Международных конференциях по криологии Земли (Пупцшо, 2002, 2003, 2005; Тюмень, 2004), 3 статьи в трудах 2 и 3 конференции геокриологов России (Москва, 2001, 2005), 1 статья в «Вестнике Московского университета».

Структура и объем работы. Работа объемом 144 страницы печатного текста состоит из введения, пяти глав, заключения, списка использованной литературы (175 наименований) и приложения, в котором приведен исходный фактический материал по 420 участкам распространения полигонального рельефа и карт изменений основных климатических параметров на Марсе. Она проиллюстрирована 112 цветными и черно-белыми рисунками и 16 таблицами.

Работа выполнена на кафедре геокриологии геологического факультета МГУ под руководством заведующего лабораторией криологии планет И.А. Комарова и заведующего кафедрой геокриологии Э.Д. Ершова, которым автор выражает глубокую признательность. Автор благодарит за помощь, ценные советы и замечания сотрудников кафедры геокриологии Н.Н.Романовского, [А.Н-Козлова], Г.П.Пустовойта, К.А.Кондратьеву, С.Н.Булдовича, В.Н.Зайцева, а также сотрудников университета им. Брауна (США) профессора J. W. Head III и М. Kreslavcki Автор очень признателен сотруднику лаборатории сравнительной планетологии ГЕОХИ РАН Р.О.Кузьмину, за плодотворные научные дискуссии и помощь при проведении ряда совместных исследований Автор благодарен сотрудникам ФУГП ВСЕ-ГИНГЕО - В.А. Дубровину и JI.H. Крицук, сотруднику Института проблем нефти и газа РАН - H.H. Хренову, сотруднику геологического факультета МГУ - BE. Тумскому, любезно предоставившим аэрофотоснимки для рада районов Западной Сибири и Новосибирских островов, а также магистранту О.Н. Абраменко за помощь при подготовке рукописи. СОДЕРЖАНИЕ РАБОТЫ.

В первой главе обобщены последние данные об атмосфере, климате и геологическом строении Марса1. В соответствии с представлениями Я.Г. Капа, A.A. Лукашова, A.A. Маракушева, М.Я. Маро-ва, A.M. Никишина, В.Е. Хаина, K.L. Tanaka, D.H. Scott, М.Н. Carr, М.Т. Zyber Марс геоморфологически наиболее близок к Земле среди атмосферных планет земной группы Но, несмотря на схожесть в строении, климате и т.д., необходимо отметить и отличия по сравнению с Землей. Основными отличиями, формирующими специфичные геокриологические условия на планете, являются: отсутствие гидросферы, в 2,6 раза меньшая сила притяжения, которая составляет 3,71 м с2, разреженная атмосфера - среднее атмосферное давление на поверхности составляет 5,4 мбар (более чем на 2 порядка меньше, чем на Земле). Кроме того, благодаря эллиптичности орбиты, продолжительность сезонов на Марсе разная, так как весна в северном полушарии на 52 суток длиннее, чем осень. А так как в течение северной весны Марс находится на большем удалении от Солнца (положение в афелии), солнечное излучение, дости-

1В литературе используются два равноправных термина «ареологическое строение» и т п. (от гр. арес - бог войны) и «геологическое строение» Марса.

гающее планеты в этот период, составляет лишь 69% от излучения в период ближайшего положения к Солнцу (положение в перигелии).

Геологическое строение Марса также имеет значительные отличия от Земли. Геология поверхности Марса характеризуется ярко выраженной дихотомией - поверхность коры в южном полушарии является древней и сильно кратерированной, тогда как северное полушарие значительно моложе, менее кратерировано и, возможно, вулканически преображено на ранних этапах марсианской истории В настоящее время выделены три периода геологической истории Марса - Ноахидский, Гесперийский и Амазонийский, и восемь стратиграфических серий поверхностного материала. Южный полюс планеты имеет более высокие возвышенности, чем северный - примерно на б км, что связано с систематическим понижением склона в направлении с юга на север на 0.036 град. Отсутствие астеносферы и, соответственно, отсутствие платформенного строения коры Марса сформировали специфический поверхностный облик планеты2. Выделяются' обширные возвышенные вулканические области - провинция Фарсида в южном полушарии, патера Альба в северном полушарии; ударные бассейны, самый характерный из которых - равнина Эллада, характеризующаяся понижением рельефа до 9 км от уровенной поверхности; выровненные равнины северного полушария - Великая Северная равнина, характеризующаяся сглаженным даже в 300 м шкале рельефом и отсутствием кратерированности поверхности; перекрывающая ее равнина Аркадии, также обладающая выровненным, некратерированным характером поверхности; возвышенные равнины южного полушария, характеризующиеся значительно более выраженной топографией, сильно кратерированные и менее протяженные по сравнению с северными равнинами; переходная зона между сглаженными равнинами северного полушария и неровными южными возвышенностями характеризуется столовыми горами, буграми. Перепад высот в переходной зоне составляет до 4 км на расстоянии от 300 до 1300 км.

Марс, в отличие от Земли, одноплатформенная планета с мощной, твердой внешней оболочкой. Толщина марсианской коры оценивается исходя из расчетов минимального значения вязкости ее нижних слоев, что позволяет рассмотреть рельеф на границе кора-мантия во временном аспекте. При этом различные допущения могут привести к вариациям в значении мощности коры до нескольких десятков процентов. Тем не менее, с учетом значимых допущений изменение величины мощности коры соответствует пределам от 20 до 100 км Информация о составе коры Марса была получена с наземных и орбитальных спектральных аппаратов, и непосредственно in situ спектральными и химическими наблюдениями с посадочных аппаратов Viking Lander и Pathfinder Lander, а также геохимическими анализами метеоритов, предположи гельно поступивших с Марса Поверхность Марса представляет смесь относительно древних изверженных пород, перекрытых высоко окисленными выветрелыми продуктами, которые представлены пылеватыми и разнозернистыми породами. Красноватый оттенок марсианской поверхности обусловлен присутствием железосодержащих минералов в окисленном поверхностном слое.

Данные термоэмиссионного спектрометра, полученные с орбитального комплекса Mars Global Surveyor, позволили предположить, что поверхность планеты представлена двумя компонентами: компонентом с преобладанием в составе базальтов в южных высокогорьях, и компонентом с преобладанием андезитов в северных равнинах. Предполагается, что общий состав мантии Марса хондритовый, поскольку фиксируется сходство с составом углеродистых хондритовых метеоритов, которые предполо-

2 Названия основных форм рельефа, возникших в ходе геологической истории Марса, были нами приняты в соответствии с работой Г.А. Бурбы «Номенклатура деталей рельефа Марса»

жительно представляют наиболее примитивный материал в Солнечной Системе. В то же время, возможно, что состав мантии Марса может отклоняться от углеродистых хондритов и, в отличие от коры, характеризуется восстановительными условиями.

Проблема наличия воды на Марсе в последнее время получила существенный импульс для своего разрешения благодаря использованию современной аппаратуры. По представлениям А.Т. Базилев-ского, И.Г. Митрофанова, Р.О.Кузьмина, Т. Tokano, V.R. Baker, М.Н. Carr на поверхности Марса и вблизи нее возможны три формы термодинамически устойчивого существования воды: физически связанная (адсорбированная) вода; лед; химически связанная вода (Н20 и ОН). Судя по результатам лабораторных экспериментов и измерениям в местах посадки Viking 1, Viking 2, содержание адсорбированной воды в материале поверхности Марса оценивается менее чем 0,1-0,2 весовых %. Очевидно, что наблюдаемые при помощи орбитального детектора нейтронов HEND вариации нейтронного потока с поверхности Марса определяются присутствием на поверхности и в приповерхностном слое НгО и минералов, содержащих химически связанную воду. Льдистость в приповерхностном пород слое зависит от географической широты и высоты местности, от времени года, а в естественноисторичсском плане - от наклона оси вращения Марса к плоскости его орбиты Последний аспект подробно был рассмотрен в работах В.П. Мельникова и И.Н. Смульского, J. Laskar, Р.О Кузьмина и других Факт наличия воды в приповерхностных слоях планеты ставит перед астробиологами вопрос о возможных проявлениях жизни на планете в настоящее время и в отдаленном прошлом Некоторые ответы на этот вопрос даются в работах Д.А. Гиличинского, D.C. Mckey, G. Homeck и других.

Вторая глава посвящена рассмотрению геокриологических условий Марса. Для оценки временной и пространственной изменчивости составляющих радиационно-теплового баланса поверхности, ее температуры, а также температуры приповерхностного слоя атмосферы применительно к высоким широтам Марса была использована Глобальная Марсианская Климатическая база данных (ГМКБД), которая базируется на модельных расчетах климата и атмосферной циркуляции Обобщенной Модели Циркуляции (GCM). Указанная модель широко используется для прогноза погоды и климатических исследований на Земле. Марсианский вариант GCM явился результатом совместных усилий LMD (Laboratoire de Meteorologie Dynamique du CNRS, LMD, Paris) и AOPP (Atmospheric, Oceanic and Planetary Physics, Department of Physic, Oxford University, Oxford, England UK) и базировался на интерполяции данных, полученных в ходе наблюдений с орбитальных станций и спускаемых аппаратов миссий Mars Pathfinder, Mars Global Surveyor, Viking-1,2. Влияние пылевых бурь и запыленности атмосферы учитывалось путем введения расчетных поправок для нескольких сценариев, которые описывают относительно «пыльный» год и «чистый» год, средний и сильный глобальный пылевой шторм.

В работе приводится сводка выборочно обработанных карт распределения основных составляющих радиационно-теплового баланса поверхности и ряда параметров, влияющих на него в меридиональном и широтном протяжении для высоких широт, где отмечается интенсивное проявление процессов морозобойного растрескивания, а именно: полного радиационного теплового потока к поверхности и отдельно его составляющей в инфракрасной области спектра; теплового потока от поверхности и его составляющей в инфракрасной области спектра; альбедо и коэффициента излучения поверхности; значений давления и плотности слоев атмосферы на высотах от 5 м до 3 км от поверхности; интенсивности ветров в приповерхностных слоях атмосферы в широтном и меридиональном направлениях.

Особое внимание было уделено широтно-временной изменчивости температурных условий на поверхности и в приповерхностных слоях атмосферы. В частности, для динамики сезонных температур поверхности характерны следующие моменты: максимальных значений температура достигается к концу лета и самым теплым сезоном является осень; за ней следует резкое снижение средних температур зимой, но экстремум отрицательных средних температур достигается на выбранных участках по-разному. Так для участка, расположенного на 64°N 48°Е минимум достигается зимой и составляет -128,9°С, в то время как для более южного участка 58°N 48°Е наиболее холодным сезоном становится весна (-123,5°С), также как и для более западного участка 64°N30°E (-123,1°С). В наиболее холодный период (Ls =330-360), для участков, находящихся на широтах 65 0 N+ 68 0 N, суточные колебания температуры находятся в пределах одного градуса, в то время как на широте 47° N эти колебания достигают 50 градусов, а на широте 43N колебания суточных температур составляют уже 100 градусов. Для широтных отметок 65 0 N + 68 0 N летняя (Ls=90-120) суточная температура достигает минимальных значений к 10 часам утра и для более низких широт (43 0 N+ 47 0 N) к 8 утра. Минимальные летняя (Ls=90-120) суточные температуры фиксируются для отметок 65 ° N+ 68 ° N в 12 часов ночи, в то время как для более низких широт отмечается более разнообразные значения достижения максимальных суточных температур. Так для района на равнине Утопия (43 "N 91 °W) минимальная летняя (Ls=90-120) температура достигается в полдень, но уже к 18 часам дня достигает своего максимального значения, при этом амплитуда суточных колебаний составляет 100 градусов. Для участков, расположенных в областях с более низким значением альбедо, минимальные летние (Ls=90-120) суточные температуры достигаются к 8 утра, а максимальными они становятся в 14-16 часов, при этом амплитуда колебаний составляет 50-60 градусов.

Большая удаленность Марса от Солнца (в 1,5 раза дальше, чем Земля) и сильная разреженность атмосферы обусловливают наличие мощной криосферы, которая начинается с высот 130—140 км над поверхностно и проникает ниже поверхности на всех широтах от экватора до полюсов. Интерпретация образования многих форм рельефа наилучшим образом согласуется с наличием мощной мерзлоты в верхних горизонтах и проявлением мерзлотных процессов на поверхности планеты. Характерной особенностью форм рельефа Марса с признаками мерзлотных процессов является то, что они на порядок крупнее их земных аналогов. Такое различие в размерах может означать, что процесс образования запасов льда в мерзлых породах Марса и масштабы разрушения льдистых толщ могли заметно отличаться от таковых на Земле.

Во второй главе также рассматривается вопрос о мощности мерзлых пород и криолитосферы Марса. Верхняя граница мерзлых пород определяется по «кратерному методу» по результатам анализа поверхности Марса по снимкам (масштабом от 1:5000000 до 1:250000), полученных с космических аппаратов Mariner-9, Марс-5 и Viking 1, Viking 2. В основу метода положены геоморфологические критерии - морфологические особенности строения метеоритных кратеров, по которым можно было бы определить, как меняется верхняя граница мерзлых пород в зависимости от широты. В результате съемки поверхности обнаружилась особенность зон выбросов около геологически молодых кратеров, которые представляют собой радиальные языки струйчатых потоков с лопастевидными краями Появление потоковидных выбросов интерпретируется как результат метеоритного взрыва в льдосодержащих породах, в результате чего материал выбросов подвергается флюидиза-ции. Нами использовалась карта глубин залегания кровли мерзлых пород, составленная Р О.Кузьминым и

6

оценка величин относительной льдистости, которые он рассчитал, исходя из отношения диаметра ореола выброса пластичного материала к диаметру самого кратера. Другим источником информации о льдистости пород верхних горизонтов явились данные, полученные с помощью детектора нейтронов HEND (разработан сотрудниками ИКИ РАН под руководством Митрофанова И.Г) в ходе миссии Mars Odyssey. Согласно этим данным, вблизи границ высоких широт (в пределах зоны ±40° По широте) поток эпитеп-ловых нейтронов (с энергией в диапазоне 1оВ + 0.1 МэВ) снижается. Очевидная причина этого - присутствие льда НгО в породе. Содержание воды и льда в приповерхностном слое мощностью дб 2 м для северного полярного района составляет до 40 % по массе (вероятность 0,6 при принятии для расчета однослойной модели), для южного полярного района до 23 % по массе (вероятность 0,004 при принятии однослойной модели) и до 55 % по массе (вероятность 0,26 при принятии двухслойной модели, когда иссушенный слой с содержанием Н20 в 2% перекрывает льдонасыщенный слой).

Существующие представления о мощности мерзлых пород и криолитосферы Марса базируются на работах Р О. Кузьмина, M С.Красса и В.Г. Мерзликина, S.M.Clifford и T.J.Parker и др. Оценка средней мощности криолитосферы Марса была проведена ими на основе модели установившегося температурного поля Мощность массива мерзлых марсианских пород Н„, находилась по профилю стационарного распределения температуры по глубине для однослойной или многослойной литологической модели разреза, зная среднюю температуру поверхности, температуру фазового перехода НгО и теплопо-ток к нижней границе мерзлоты . Различия заключались в выборе: величин усредненных значений коэффициента теплопроводности верхних горизонтов, величин теплопотока снизу, соответственно, средних температур поверхности, модели разреза. В результате расчетов у М.С. Красса и В.Г. Мерзликина средняя мощность мерзлых пород составила 2,7 км; у Р.О.Кузьмина значения варьируют от 5 км под полярными шапками до 1,5 км в экваториальной зоне, а средпее значение составило 3,23 км; у S.M.Clifford и Т J Parker значения средней мощности мерзлых пород составили 2,3-4,7 км на экваторе и 6,5-13 км на полюсах.

В свете наших представлений целесообразно скорректировать величину мощности мерзлых пород в сторону ощутимого уменьшения, учитывая: влияние давления вышележащих толщ на положение нижней границы мерзлых пород; наличие на поверхности иссушенного слоя реголита с крайне малой теплопроводностью; минерализацию поровых растворов (исходя из гипотезы о наличии в недрах Марса высокоминерализованных рассолов). Конфигурация криолитосферы и зоны мерзлых пород приведена на рис. 1, а расчетные данные приведены в таб. 1.

При проведении расчетов учитывались следующие соображения: О наличие специфики промерзания воды в породах относительно замерзания объемных фаз свободной воды и льда, вследствие чего, для оценки влияния давления (Р) на температуру фазового перехода вода-лед (Т), используется обобщенное уравнение Клапейрона - Клаузиуса, учитывающее возможность равновесия фаз, находящихся под разным давлением, т.е. учитывающее то, что лед Н2О выделяется под атмосферным (марсианским) давлением, а вода находится под воздействием бытового давления. Такая трактовка, даже в большей степени адекватна для Марса, из-за сильной трещиноватости и раздробленности базальтов и андезитов в его верхних горизонтах (Комаров, 2003) При оценке бытового давления вышележащих толщ на Тф учитывалось, что гравитация на Марсе в несколько раз меньше, чем на Земле; в наличие на поверхности слоя реголита мощностью от 30 см до 1,8 метра, образованным за счет процесса физического выветривания. Несмотря на его незначительность, в силу крайне низкой теплопроводности слоя, которая оце-

нивалась нами на основании карт тепловой инерции поверхности, термическое сопротивление его весьма существенно и сопоставимо с сопротивлением слоя свежевыпавшего снега мощностью 3+5 м Низкая теплопроводность обусловлена высокой разуплотненностью реголита и наличием сильного разрежения атмосферы; в в пользу гипотезы о существовании солевых растворов в верхних горизонтах говорит наличие на поверхности соляных «корочек», отмеченных посадочными аппаратами Viking 1, Viking 2 и Mars Pathfinder Эти сцементированные корочки характеризовались повышенным содержанием хлора и серы по сравнению с вмещающими породами (хлора вдвое больше, а серы на 2/3 больше), причем в самой породе отмечено их значительное содержание, превышающее на один-два порядка их содержание в земных породах. По мнению P.O. Кузьмина формирование корочек связано с механизмом капиллярного подсоса солевых растворов к поверхности в слое летних колебаний температур В принципе, не отрицая возможности реализации процесса с помощью указанного механизма, тем не менее, сложно представить, что в условиях столь высокой интенсивности испарения рассолы могли приблизиться к поверхности. На наш взгляд возможен альтернативный механизм образования корочек, обусловленный: неравномерным промерзанием; возникновением вследствие этого замкнутых объемов вод, гидростатическое давление в которых повышено; растрескиванием под действием механических напряжений; быстрый выброс рассолов на поверхность с последующим их интенсивным обезвоживанием О минерализации исследуемой поверхности в местах посадки марсоходов Mars Pathfinder и Spirit rover свидетельствуют также данные, полученные с помощью альфа - протонного рентгеновского спектрометра (APXS) в долине Apec и с помощью спектрометра Môssbauer в кратере Гусева. Косвенным свидетельством наличия рассолов могут служить результаты наблюдений за сезонным изменением радарной отражательной способности в области Залива Солнца. На наш взгляд, механизм образования «марсианских криопэгов» качественно сходен с их земным аналогом применительно к районам Центральной Якутии Там в результате сильного испарения происходила значительная криогенная концентрация поровых растворов. При промерзании за счет поршневого механизма происходило вытеснение солей вниз по разрезу, что приводило к образованию криопегов, в которых концентрация легко растворимых солей может достигать 250-300 г/л и даже более.

Потенциальные зоны существования солевых растворов в криолитозоне Марса бьии впервые подробно рассмотрены P.O. Кузьминым и Е В. Забалуевой (1998). Они исходили из предположения о магнезиально-хлоридном и сульфатном составе этих растворов При составлении нами таблицы расчетных данных использовались в том числе и данные Р О.Кузьмина, однако интерпретация ряда положений была другой, в частности • • температура на нижней границе зоны мерзлых пород принималась не равной Тф= 0°С=273,15 К, а соответствующей ее значению Тф , учитывающему суммарное влияние бытового давления и эффекта понижения температуры начала замерзания солевых растворов указанного состава; • выделенная зона между нулевой изотермой и изотермой Тф, по терминологии принятой в геокриологии, была названа зоной охлажденных пород (рисЛ); • граница на изотерме 252 К не выделялась, поскольку в рассолах эта температура соответствует только началу выпадения NaCl, а не эвтектической, которая фиксируется для бинарного раствора Н20+ NaCl (это характерно и для других солей, папример, эвтектическая температура бинарного раствора КС1 + Н2О равна -11,2°С, в то время как ее значение в точке начала выпадения в твердую фазу в морской воде равно -30°С); • изотерму -57 "С, соответствующую эвтектическому вымерзанию рассола в целом (механический конгломерат льда с вкра-

плениями твердых фаз солей), целесообразно выделить как границу между зоной мерзлых льдосодср-жащих и мерзлых криогидратосодержащих пород, земного аналога последней зоны нет.

Таблица 1. Сводная таблица расчетных значений мощности морозных, мерзлых и охлажденных пород

Координаты 90 N 60Ы ЗОИ 0 зов 608 90Я

Средняя температура поверхности, "С -119 -94 -62 -55 -63 -96 -123

Средняя мощность реголита, м 0 0,6 1,5 1,8 1,5 0,6 0

Средняя мощность морозных пород, м 0 0 150 300 150 0 0

Фиктивная мощность морозных пород ( оцененная по величине термического сопротивления), м 0 25 210 370 210 25 0

Средняя мощность мерзлых криогидратосодержащих пород,м 2520 1470 0 0 0 1550 2680

Средняя мощность мерзлых льдосодержащих пород, м 1250 1250 1100 570 1140 1250 1250

Средняя суммарная мощность мерзлых пород, м 3770 2720 1100 570 1140 2800 3930

Средняя мощность криолитосферы (с учетом средней мощности охлажденных пород равной 600 м), м 4370 3320 1850 1470 1890 3400 4530

Величины средних температур на поверхности пород брались по данным ГМКБД. Данные по коэффициенту теплопроводности пород, используемые З.М.СИЙогс!, представляются существенно завышенными, вследствие учета температурной зависимости теплопроводности льда, которая с понижением температуры возрастает в несколько раз. Однако этот эффект экспериментально фиксируется только для гексагонального поликристаллического льда в объеме. Опытные данные, полученные для широкого диапазона низких температур, свидетельствуют, что в даже в льдонасыщенных породах при понижении температуры величина X снижается. Причинами, вызывающими это уменьшение являются: потеря поровым льдом пластических свойств и образование в нем микротрещин (начиная с 12°С); при более низких температурах начинает играть роль различие в коэффициентах линейного расширения (а) льда и органо-минерального скелета, что приводит к образованию микротрещин на поверхности раздела грунтовая частица - лед; при температурах, характерных для верхних горизонтов Марса, начинает играть роль разница в коэффициентах а у различных минералов, слагающих скелет, что приводит к возникновению микротрещин в нем самом (И.А.Комаров, Е.М. Чувилин). Эффект возникновения трещин приводит к уменьшению суммарного значения коэффициента теплопроводности пород. При составлении таб.1, не рассматривалась потенциальная возможность существования зоны мерзлых пород, содержащих газогидрат СО2.

Исходя из вышеуказанных соображений, средняя мощность мерзлых пород Марса составит 2300 м без учета вариации значений величины теплопотока снизу (таб.1). Эта величина превышает размер ее земного аналога, но значительно меньше, чем оцененная в работах упомянутых выше исследователей.

Рассматривая морфологические формы проявления мерзлоты в рельефе, можно сделать вывод о приуроченности их к определенным широтным зонам Марса, что свидетельствует о том, что на Марсе,

9

как и на Земле, заметно проявляет себя фактор широтной зональности, определяющий основные особенности проявления мерзлоты в рельефе Для экваториальной зоны Марса типичны образования, связанные с процессом разрушения криогенных толщ под воздействием эндогенной активности или разгрузкой подмерзлотных артезианских бассейнов, — крупные провалыю-просадочные формы рельефа, из которых берут начало крупнейшие на планете долины флювиального типа Эта же зона характеризуется широким распространением крупных оползневых образований и оврагоподобных долин, возникновение которых, вероятно, связано с вскрытием в бортах каньонов мерзлых пород и горизонтов подмерзлотных вод. Многочисленные дендритовидные долины распространены главным образом в пределах сильно кратерированных возвышенностей в зоне от 30е N до 40°S Образование этих долин связано с воздействием на мерзлые толщи интрузивной магматической деятельности, признаки которой видны в тех же районах В области от 30° S до 47°N (в отдельных районах) обнаружены аласоподобные котловины. Наиболее выраженный зональный характер распространения имеют криогенные склоновые образования — обширные подсклоновые шлейфы с признаками вязкопластичного течения слагающего их материала по типу каменных глетчеров. Распространение этих форм рельефа строго ограничивается двумя широтными зонами (30—50°N и 30—60°S), за исключением редких участков в более низких широтах, зачастую приуроченных к понижениям рельефа или к склоновым площадям ударных кратеров. Такой характер распространения служит показательным фактом, подтверждающим, что в пределах указанных широт мерзлые льдосодержащие породы залегают близко к дневной поверхности, а вскрытие их в стенках уступов сопровождалось интенсивным развитием криогенных склоновых процессов. О том, что мерзлые породы на 40-х широтах планеты находятся непосредственно у поверхности, свидетельствуют и полигональные формы микрорельефа, обнаруженные как в месте посадки Viking 1 (47°NChrise Planifia), так и в широком поясе, окружающем полярные шапки в южном и северном полушарии и локальные области в более низких широтах, выявленных при рассмотрении снимков высокого разрешения Марсианской орбитальной камеры (МОС). При панорамной съемке поверхности посадочным аппаратом Viking 2, на более низкой широте — 22,5°N (Utopia planitia), марсоходом Spirit (13-17°S, кратер Гусева) и Mars Pathfinder - 22°N (Ares Valleys) подобных образований не обнаружено. Область распространения термоэрозионных образований также приурочена к широтам выше 30°N.

Исследуемые криогенные образования обнаружены в геологических провинциях разного возраста. Это свидетельствует о том, что криолитосфера сформировалась на достаточно ранних этапах геологической истории планеты и представляет собой самостоятельную планетарную оболочку Марса, которая может заключать в себе основную массу волы, выделившейся при дегазации планетпого вещества. Самым ярким проявлением мерзлотных процессов, не требующим дополнительных доказательств существования, является наличие на полюсах полярных шапок. Длительный процесс вымораживания летучих веществ из атмосферы Марса на его поверхность в полярных областях и сопровождавшая этот процесс аккумуляция пылевого материала, переносившегося атмосферой из низких широт в высокие, привели к их формированию. Постоянные полярные шапки Марса, будучи обширными мерзлотно-гляциальными образованиями, представляют собой вместилище значительного количества воды в форме льда, оцениваемое в 1021 г. Судя по температурному режиму полярных областей, главную роль в формировании остаточных («вечных») полярных шапок играет лед НгО. Инфракрасное тепловое картирование поверхности Марса с космического аппарата Viking 2 показало, что в летний период температура северной полярной шапки и прилегающей области не опускается ниже 203 К, что исключает воз-

можность существования в этот период года на шапках льда СОг и газогидратов. В настоящее время площадь ледяного покрова в северной области гораздо больше, чем в южной (1000 и 300 км в поперечнике соответственно), и сопоставима с ледяным щитом Гренландии. Отложения полярных шапок несогласно залегают на древней сильно кратерированной местности в южном полушарии и на слабократе-рированной местности в северном полушарии. Эти слоистые отложения представляют переслаивание льда Н2О и С02 и минерального субстрата (пыли), а их мощность составляет несколько километров.

Обнаруженные в средних и высоких марсианских широтах (в частности в южном полушарии) стоки на стенах некоторых ударных кратеров, в южно-полярных понижениях, и в крупных марсианских долинах могут быть объяснены процессами, связанными с просачиванием грунтовых вод и поверхностным стоком. Относительно молодые поверхностные формы показывают, что происходит перекрытие стоками других геологически молодых поверхностей без следов их последующего разрушения и изменений ударными кратерами, малоразмерными полигонами, и эоловыми дюнами. Ограниченный размер проявлений и неширокое географическое распространение форм подчеркивают ограниченность резервуаров источников.

В третьей главе приводится анализ свойств пород верхних горизонтов Марса с привлечением данных по земным породам в диапазоне низких отрицательных температур. На сегодняшний день мы располагаем данными о гранулометрическом и химико-минеральном составе пород Марса, их механических свойствах в местах посадки Viking -1 (1976), Viking -2 (1976), Mars Pathfinder (1997), Spirit Rover (2004), Opportunity (2004), а также с орбитальных станций (гамма - и инфракрасное зондирование, спектрометрия теплового излучения TES, тепло-эмиссионная система изображений THEMIS). Согласно этим данным породы Марса предварительно можно разделить на два основные типа. Первый тип схож со спектральным типом потоковых базальтов Деканского плоскогорья, который состоит в основном из плагиоклаза (65 об.%) и клинопироксенов (30%). Он также хорошо сопоставим и с другими базальтами (45-52 об. % ЭЮг), и андезито-базальтами, отличающимися низким содержанием кремнезема (52-57 об % Si02), в которых преобладают минералы класса плагиоклаза и клинопироксена. Второй тип схож с андезито - базальтами и андезитами (их состав находится на границе между двумя областями с содержанием Si02 57 об. %), состоящими в основном из плагиоклаза (45 об. %), обогащенного К2СОз стекла (схожего с обсидианом) около 40 об. %, и пироксенов около 10 об.%.

В работах А.Т. Базилевского, И.Г. Митрофанова, Р О Кузьмина, М. Zuber, C.B. Farmer, P.E. Doms, B.M. Jakovsky, W.C. Mahaney, W. V. Boynton, W.C. Feldman были предложены аналитические представления о характере пород, слагающих верхний горизонт Марса, об их возможных свойствах, значениях характеристик и форме залегания. Обобщая имеющиеся данные, можно сказать, что верхний горизонт пород Марса, по-видимому, представляет собой двухслойный разрез, верхняя часть которого сложена тонкодисперсным пылеватым материалом (от 2,75 до 40 рш), с встречающимися округлыми до 3-4 см каменистыми включениями. Диаметр частиц в мм: булыжник от 256 до 64; щебень, галька от 64 до 4; гранулы от 4 до 2; песок от 2 до 0,062; илы от 0,062 до 0,005; и глины менее 0,005. Этот слой рыхлого, пылеватого материала - реголита общей мощностью до 1,8 м, представлен глинисто-иловатыми частицами андезитового или андезито-базальтового состава. Исследование поверхностного грунта в месте посадки Viking 1 показало, что частицы в интервале размеров 0,01—0,1 мм составляют 60% на участках «песчаного» грунта и 30% на участках «каменистого» грунта Более крупные частицы (0,1—2 мм) составляют 10 и 30% соответственно. Поверхностный слой подстилает слой, представлен-

1-мореям породы

2-1

3* мерзлые лцосодвршци породы

4- охлажденные породы

5-талые породы

|-г'1"г 1 Верхняя гранят мерзлых пород Т1 Нижняя границ! мерзлых пород

Рис.1. Схематический разрез криолигосферы Марса.

Рис. 2. Корреляция значений альбедо, тепловой инерции и высотных отметок для 45°Ы

Рнс.З. Карта распространения полигонального рельеф« разработана ■ -тип 1.1. - регулярные сети с мелкими полигонами с высокой центральной

честью,

• - тип 21 - неправильная сеть разномасштабных полигонов с ортогональной н гексагональной структурой пересечений,

*- - тип 3 1 - крупно-размерны« полигональные сети с ортогональными и гексагональными структурными элементами,

- тип 3 2 - крупно-ра эмерные ортогональные и гексагональные полигональные сети с явными «валиками» по обе стороны трещины

-А.

О1

алио с Р.О. Кузьминым.

• Тип 33 - крупноразмерные полигональные сет с прямоугольными полигонами, расположенными радиально от центра ударного кратера; * - тип 4.1 - сеть полигонов с полностью эродированной центральной частью, х ■ тип 42 - сеть полигонов с элементами сублимации по элементам полигональной сети, - тип 4.3. - сеть сильнозрсдированных полигонов - палеополигоны

¿р ^^ ^ ^ * ^ * «V ^ & # & & •

Рис 4 Пример обработки марсианских полигонов:

а) с крупной полигональной сетью (участок снимка МОС М00-00602,65.70°с.ш., 231.98°з.д.).

б) с мелкоразмерной полигональной сетью (участок снимка МОС М03-04614, 64,39°юш., 107,61°з.д.).

в) с ортогональным полигональным микрорельефом на равнине Утопия Марс (участок снимка МОК М02-02863,43,50°Ы, 269,3°\¥).

Рис. 5. Результаты обработки аэрофотоснимков Тазовского полуострова:

а) с преобладанием ортогональной сети и развивающихся полигонов;

б) с преобладанием гексагональной сети и деградированных полигонов.

ный коренными породами, также, ио-видимому, андезитового состава, сильно раздробленными с возможным высоким содержанием (до 57% в высоких широтах) льда.

Механические свойства пород поверхности были оценены в ходе миссии Mars Pathfinder - где в качестве крыльчатки выступили колеса марсохода. Обработка этих данных показала, что в целом марсианские поверхностные отложения схожи с земными, такими как глинистые отложения, с включениями песка, щебня. Также они аналогичны и луннуму грунту. Углы трения в среднем составляют 36,6° (интервал 32°+ 41°); значения силы сцепления в среднем - 0.238 кПа (интервал 0.120 + 0.356 кПа). Углы естественного откоса, измеренные при помощи снимков, в среднем составляют 34,2° (интервал 30° + 38°). Плотность поверхностного грунта, оцененная по величине тепловой инерции, составляет 1,2 г/см3, по поляриметрическим измерениям - 1 г/см3 (для слоя мощностью в доли миллиметра), по данным радиолокации - 1,4 г/см3, диэлектрическая проницаемость - 3,5. Расчетная пористость поверхностного слоя пород Марса составляет примерно 50%.

Основной характеристикой, дающей представления о теплофизических свойствах пород поверхности, на сегодняшний день является тепловая инерция поверхностного слоя 1=(ХС„б)1/2 (где Cos -объемная теплоемкость), измерением которой занимались В.И. Мороз, H.H. Keifer, М.Н. Carr, М.С. Malin и др. Карты тепловой инерции, полученные с помощью ГМКБД и спускаемых модулей позволяют сделать некоторое обобщение о характере изменений тепловой инерции на планете, которое приводится в работе. В частности, наблюдается характерное увеличение I от фоновых значений (для 80 % поверхности) от 100 Джм"2К"' сек""2 до 400 Дж м"2 К"1 сек""2 - для высоких северных широт, начиная с 86° N, до значений 2000 Дж м'^КГ'сек""2 , а для южных широт такая картина наблюдается, начиная с 89°S. В связи с тем, что данные о теплоемкости и теплопроводности пород приповерхностных горизонтов, необходимые для математического моделирования температурных полей, можно получить лишь опосредованно через значение теотовой инерции (I), то для анализа были привлечены экспериментальные данные по температурным зависимостям (до -110° С) этих характеристик для земных пород, полученные методом дифференциальной сканирующей низкотемпературной калометрии (И.А. Комаров, Л.В Мельчакова). Анализ показал, что величины теплоемкости, обычно используемые исследователями при расчетах марсианских температурных полей, в 1,5 -2 раза выше, чем характерные для фактического диапазона температур (величина С не зависит от степени разрежения и гравитации). Следовательно, величина коэффициента теплопроводности будет в среднем в 1,7 раз большей, чем рассчитанная без учета температурного фактора. В частности, для мест посадки Viking 2 на равнине Утопия значения 1= 335+380 Джм"2-К"' сек""2, а плотность пород р колеблется от 1 до 1,6 г/см 3 . Принимая значения теплоемкости С = 0.42 кдж/кг К, с учетом температурной зависимости, получим, что величина коэффициента теплопроводности X будет изменятся от 0,2 до 0,12 вт/м К, соответственно. Этот диапазон включает величину X (коэффициент теплопроводности зависит от степени разрежения), оцененную для песчаных пород путем пересчета экспериментальных данных, полученных при атмосферном давлении, на величину среднего давления у поверхности Марса, которое составляет около 6 мбар. Расчет велся нами по методике, изложенной в работе Дульнева Г.Н. и Заричняка Ю.П, применительно к условиям переходного режима течения газовой среды (2 > Кп > 0.1, где Кп - критерий Кнудсена). Коэффициент аккомодации выбирался для системы ССЬ - кварц (в марсианской атмосфере доля углекислого газа составляет 95 %). Для других районов величина I колеблется в диапазоне 160+250 Дж м^ К'^сек'"2, что соответствует величинам X в диапазоне 0.05 + 0.12 Вт/м К. По нашим оценкам,

16

' теплопроводность приповерхностного слоя марсианских пород соответствует теплопроводности ' пьшеватых отложений (с учетом разряжения атмосферы) с плотностью в диапазоне 1.15+0.15 г/см3.

Температурный режим марсианской поверхности в зоне полярных шапок и приполярных областях во многом определяется оптическими свойствами льда НгО и СО2 и снега. Поэтому в работе приводятся карты по альбедо(а) и излучательной способности (е) (характеризующей излучательную способность среды в длинноволновом ИК - диапазоне) пород поверхности. Для анализа приведена сводка по оптическим свойствам для земных условий, которые сравнительно хорошо изучены.

В работе предпринята попытка оценить корреляционную зависимость между теплофизическими (тепловая инерция- I) и оптическими (альбедо - А) свойствами пород в высоких широтах для целей районирования участков поверхности. Первые исследования в этом плане были проведены * В.И.Морозом, который поставил под сомнение такую возможность. Однако позднее в работах H.H. Keifer, М.Т. Mellon, В.М. Jakosky, P.R. Christensen данные были по-новому интерпретированы. Имеющиеся несогласия в характере изменения I и А были объяснены их зависимостью от географического положения участков, а представления о породах выделенных типов поверхности были напрямую связаны со свойствами подстилающих пород. С использованием данных тепло-эмиссионной системы изображений (THEMIS) по слоистым обнажениям можно получить информацию о составе пород по разрезу, а по данным детектора нейтронов (HEND) оценить изменение объемной плотности поверхностных материалов.

Вначале по материалам глобальной марсианской климатической базы данных (ГМКБД) мы проанализировали характер изменения I и А для высоких широт. Нами было подтверждено наличие корреляции этих параметров только для участков северного полушария (рис.2). Далее было проведено сопоставление карты распространения полигонов морозобойного растрескивания (рис 3) с типами поверхности по классификации М.Т. Mellon. В результате обнаружилось совпадение предложенных для сопоставления участков типов поверхности, где, согласно классификации М.Т Mellon, имелись на поверхности соляные корки, свидетельствующие на наш взгляд о просачивании приповерхностных рассолов, практически с большинством обнаруженных нами областей распространения полигонального рельефа.

Глава 4 посвящена сравнительному анализу проявлений, динамики и механизма процесса морозобойного растрескивания на Марсе и на Земле. Впервые существование полигонального рельефа на Марсе отмечено на панорамных снимках, полученных с орбитальных комплексов Viking 1, Viking 2, а предположение, что такие формы рельефа могут быть обусловлены процессом морозобойного ^ трещинообразования, было высказано в середине 1960-х И.Я. Барановым. Современные космоснимки высокого разрешения (1,4 + 10,0 м/пиксель), полученные МОС, предоставили, на наш взгляд, ^ многочисленные морфологические доказательства существования полигонов морозобойного растрескивания (рис. 4). Они локализованы как в северном полушарии на широтах выше 40°N, так и в южном, начиная с широт 55°S.

Совместно с Кузьминым P.O., была создана база данных, основанная на выборке из 420 участков, и разработана их классификация. Полигональные участки были нанесены на карту рельефа Марса, разработанную Ж.Ф. Родионовой и Ю.А. Илюхиной (рис.3). Участки были разбиты на 1 следующие типы: ► 1.1. - регулярные сети с мелкими полигонами с высокой центральной частью. 1 Данный тип полигонов распространен практически на всей исследуемой территории и составляет как s 17

бы «фоповый» полигональный микрорельеф, по которому зачастую происходит вторичное трещинообразование, или же ои покрывает более ранние полигональные формы Средний размер полигонов не превышает 10 м; ► 2 1. - неправильная сеть разномасштабных полигонов с ортогональной и гексагональной структурой пересечений Данный тип распространен довольно широко и связан с морфологически неоднородными областями (с резкими перепадами высот, наличием крутых склонов и тд.). Размер полигонов имеет широкий разброс от 10 до 150 м; ► 3.1. - крупно-размерные полигональные сети с ортогональными и гексагональными структурными элементами. Данный тип также распространен широко, но приурочен к плоским равнинным участкам. Размеры полигонов составляют 100-120 м, и в пределах одной области вариации средних размеров не превышают 10 м; ► 3.2. - крупно-размерные ортогональные и гексагональные полигональные сети с явными «валиками» по обе стороны трещины. Довольно редкий тип полигонов. Из проявлений данного типа можно судить о том, что он может проявиться как на плоских равнинных участках (65 53°N, 312.144°W; 65.70°N, 231 98°W), так и во внутренних частях кратеров (67,53°N, 312,44°W) Размер полигонов колеблется около 100 м; ► 3.3. - крупно-размерные полигональные сети с прямоугольными полигонами, расположенными радиально от центра ударного кратера. Встречаются довольно часто и занимают внутренние поверхности ударных кратеров. Наблюдается изменение размеров полигонов от центральной части импакта, где они достигают 150 м и имеют практически квадратную форму, и до периферийных частей, где они вытягиваются вдоль края кратера, и их линейные размеры достигают 200 м, а в поперечном сечении снижаются до 50 м (62,94°S, 281,53°W); ► 4.1. - сеть полигонов с полностью эродированной центральной частью Встречаются довольно редко, размер варьирует от 50 до 150 м, закономерности их расположения на сегодняшний день не выявлены (65,70°N, 231,Q8°W); ► Тип 4 2.-сеть полигонов с элементами сублимационного иссушения по элементам полигональной сети, также и тип 4.1 довольно редки, размеры колеблются около 100 м, основной особенностью является провальные образования по трещинам полигональной сети (41,68°N, 277,23° W); ► 4 3. — сеть сильноэродированных полигонов - палеополигоны, встречаются довольно часто, в основном в приполярных районах, подверженных гляциальным процессам, полигоны достигают размеров до 150 м и довольно однородны по размеру для каждого участка (79,97° S, 126,13° W).

В качестве методической основы сравнительного морфометрического и статистического анализа размера полигонов в высоких широтах Земли и Марса нами были использованы представления H.H. Романовского о характере формирования и типизации полигонального рельефа в зависимости от состава слагающих пород: льдистости (влажности), криогенной текстуры грунта; климатических условий исследуемого района, геоморфологических особенностей местности. На основе этих представлений была проведена работа по классификации участков районов исследований на Земле - а именно районы Тазовского полуострова, Новой Земли, полуострова Ямал, Новосибирских островов, Антаркиды. И с другой стороны - участки развития и распространения полигопальных форм на Марсе - участки Северных равнин, плато Утопия. Затем выделенные по данной классификации участки (участки с развивающимся полигональными формами, участки со смешанными формами - как деградационными, так и растущими, участки с деградационными, термокарстовыми формами) были обработаны по методике М.В. Раца и Т.Н. Каплиной. Эта методика основывается на идее охарактеризовать полигональную сеть по основной геометрической характеристике - числу лучей (трещин), сходящихся в вершинах полигонов. Это число связано с числом граней полигонов. Для ее

использования сначала выделялась полигональная сеть, характеризующая данный участок, и проводился морфометрический анализ, в частности, оценивался характер и количество (трех-, четырех-, пяти - лучевые) пересечений в узлах полигональной решетки, преобладание той или иной геометрической формы полигонов (ортогональная, гексагональная и т.д.). Затем проводился статистический анализ, характеризующий степень распространенности полигонов с различными значениями их среднего размера. Сопоставление полигонов по типам и размерам позволило провести аналогии между участками на Земле и Марсе, выявив основные сходства и различиях в их характере.

Наиболее представительный материал по Земле был собран по участкам Тазовского полуострова (рис 5) где нами были определены и классифицированы основные группы полигональных форм: ■ - растущие полигоны - с ярко выраженными валиками вдоль морозобойной трещины и углублением - «полигональной ванной» в центре полигона, часто заполненной водой, с размерами полигонов от 15 до 25 м Полигоны в основном четырех- пятиугольной формы. Характер пересечений решетки - в основном четырех-лучевой (рис.5э) ■ - полигоны с выраженным термокарстовым формированием полигональной сети, характеризующейся глубокими, широкими, раскрытыми трещинами с полигональпыми ваннами, в основном безводными, средний размер полигонов до 50-100 метров. Полигоны в основном пяти- реже четырех- и шести- угольные. Характер пересечений в основном трех-лучевой (рис. 56) ■ - промежуточные формы с наличием как растущих, так и деградационных форм полигонального рельефа были вынесены в отдельную категорию - «смешанных типов полигонов». Средний размер полигонов составляет 50-75 метров Форма полигонов в основном пятиугольная. Характер узлов полигональной решетки - трех, четырех лучевой Для участков были выделены ортогональные типы полигонального рельефа. Они представляют типичные по геометрии полигоны, со средним размером полигонов до 20-25 м, прямоугольной формы с четырех лучевым пересечением полигональной решетки, часть из них представлена «растущими» формами - с валиками и полигональными ваннами, часть - деградационными формами с открытыми провальными трещинами

Для участка на п-ове Ямал 71° N 67°Е, где верхний слой представлен прибрежно-морскими супесчано-суглинистыми отложениями среднего и верхнего плейстоцена, перекрытыми песком мощностью около Юм, полигонально-жильные льды наблюдаются широко и нередко образуют микрорельеф с характерными валнковыми формами Преобладающий размер полигонов составляет 7,5 + 20 м, достигая 80 м на пойменных террасах больших рек. Полигоны характеризуются как ортогональной формой, так и неортогональной с трех- и четырехлучевыми узлами Ортогональные полигоны с четырехлучевыми узлами типичны для участков, близких к перегибам рельефа: озерным береговым линиям, оврагам, границам надпойменных террас Пример ортогональной сети повторно-жильных льдов представлен на снимке северной части о-ва Южного (архипелаг Новая Земля, 73° N Сеть расположена на второй надпойменной террасе, сложенной мелким галечником с суглинистым заполнителем. Четко прослеживаются системы трещин двух генераций. Преобладающий размер полигонов первой генерации составляет 3 +6 м, второй - 0,5 + 0,8 м. Район исследований на Новосибирских островах характеризовался наличием полигональной сети с полигонами размером в среднем 35 метров, неправильной пяти- шестиугольной формы, с трехлучевым соединением и двумя генерациями полигонов. Одна генерация, расположенная на водоразделах, характеризуется мелкоразмерными полигонами до 15 м с вогнутыми полигональными ваннами, практически круглой формы, а вторая генерация, захватывающая частично первую, представлена более крупными

полигонами до 45 м с четкими геометрическими границами полигонов четырех - пятиугольной формы. Были рассмотрены участки полигонального рельефа на антарктическом побережье в долине Виктории, в центральной части Долины Бэкона, в Нью Харбор, долины Тэйлор, долина Райта, где климатические условия - низкие среднегодовые температуры, отсутствие снежного покрова, амплитуды среднесуточных и сезонных колебаний температуры - максимально приближены к климатическим условиям на Марсе.

Для областей на Марсе нами была проведена аналогичная работа. В результате были получены характеристики районов распространения полигонального рельефа в различных областях планеты. Участок Северной равнины Марса (65.53°Ы 312,144°\К0 характеризуется наличием валиков вдоль трещин (тип З.2.), что в земных условиях служит индикатором развивающейся полигональной сети, преобладанием пяти - и шестиугольных форм, с ясной идентификацией внутриполигональных ванп и трещин, окруженных валиками. Размер полигонов варьирует от 20 до 200 м, при среднем значении около 100 м. Преобладающее количество пересечений - трехлучевое. Участок равнины Утопия (43,5°М 269,3отнесен нами к талу деградационной ортогональной полигональной сети (тип 4.З.). Размеры полигонов колеблются от 40 до 180 м при среднем значении около 80 м, с преобладающим трехлучевым сочленением трещин. Их границы, если исходить из характера и интенсивности альбедо, можно интерпретировать, как канавообразные понижения, ширина которых достигает 8 +10 м. Пример полигональной сети с регулярными крупноразмерными ортогональными полигонами (тип. 3.1.), разбиваемых полигонами последующей генерации (тип. 1.1.), рассмотрен на рис. 4 (а, в). Для участка (65.70°Ы, 231.98°\У) средний размер крупных полигонов составляет 75-100 м. Характерный случай контактных полигональных сетей, где неправильная сеть с ортогональной и гексагональной структурой (тип. 2.1.) разбивается мелкоразмерными полигонами бугристой формы (тип 1.1.), рассмотрен на участке снимка МОС М00-00602, 65.70°Ы, 231.98°^ При обработке этого снимка благодаря типу 1.1. средний размер полигонов колеблется в интервале до 50 м. В приполярных областях распространены регулярные полигональные сети мелкоразмерных полигонов (тип 1.1), размер которых редко превышает 25 м (рис. 4 б). Вариант обработки таких сетей представлен на участке (64,39°8 107,61°\У), полигоны достигают размеров 20-25 м, имеют характерную выпуклую форму и гексагональный характер пересечения трещин. Представляло несомненный интерес рассмотреть характер изменения размеров полигонов (тип 3.3.) в ударных кратерах, где при ударе формируются локальные термические условия, благоприятные для появления жидкой фазы в поверхностном слое пород и его последующего замерзания. Для примера рассмотрен участок (41,68°8 277,23°ЧУ). Средний размер полигонов меняется от центра импакта к его краям, характер полигональной сети в основном гексагональный (63,57%), средний размер полигонов достигает 70-110 м (44,39%).

Подводя итог сравнительного морфометрического и статистического анализа, можно сделать вывод, что наблюдаются аналогии в морфологии марсианского и земного полигонального рельефа, однако средние линейные размеры марсианских полигонов значительно больше (100 + 120 м). Следует отметить присутствие на Марсе полигональной сети мелкоразмерных полигонов, по-видимому, более поздней генерации, покрывающей практически полностью пространства приполярных областей в обоих полушариях, а также сходство в характере пересечений лучей полигональной сети. Таким образом, учитывая совокупность фактов, подтверждающих наличие льдонасьпценных пород в приповерхностном

слое пород Марса, есть основания предположить, что наблюдаемые в высоких широтах Марса полигональные формы рельефа являются полигонами морозобойного растрескивания.

Рассмотрение космоснимков полигонального рельефа с максимальным разрешением показало, что зона, интерпретируемая нами как ширипа раскрытия трещин, для большинства рассмотренных участков достигает нескольких метров (вплоть до 10 м). Для земных полигонов эти значения значительно меньше. В связи с этим возникла необходимость объяснить возможный механизм развития морозобойных трещин на Марсе. В земных условиях развитие и раскрытие трещин происходит, в основном, за счет сезонного таяния СТО и заполнения трещин водами поверхностного стока с последующим их замерзанием и увеличением объема Для марсианских условий возможен другой механизм развития и эволюции формы трещины. Как только она раскрылась, нижние слои трещины оказываются в непосредственном контакте с разреженной марсианской атмосферой, среднее давление которой у поверхности составляет 6 мбар. Поскольку эти слои находятся при более высоких температурах, то они начинают подвергаться интенсивному иссушению за счет сублимации льда (возможно и десорбции поровой влаги). Это приводит к их обезвоживанию и потере связанности с последующим обсыпанием. Трещина в своей нижней части, по-видимому, останавливает свое развитие, так как реголит с поверхности осыпается туда, в то время как верхняя часть продолжает иссушаться. Изначальная «клиновидная» форма раскрывшейся трещины эволюционирует в «воронкообразную». Этот процесс длится, по-видимому, до тех пор, пока реголит полностью не заблокирует стенки трещины

По мнению Э Д.Ершова первичная ширина раскрытия трещин составляет не более 5-10 см, а глубина ее проникновения достигает 10-15м.

Пятая глава посвящена анализу полученных результатов математического моделирования динамики температурных полей в верхних горизонтах Марса и линейных размеров полигонов морозобойного растрескивания, а также сопоставлению расчетных данных с данными наблюдений с орбитальных станций. Методики прогноза процесса морозобойного растрескивания отличаются способами: описания механизма разрушения; учета механических и реологических свойств пород; расчета динамики температурного поля и т.д. Использование многофакторных моделей, требующих большого количества эмпирической информации, даже для земных условий затрудняет их практическое применение, тем более это касается Марса, для которого отсутствуют многие необходимые фактические данные, в частности, относительно реологических свойств пород. Кроме того, дня высоких широт, характеризующихся крайне низкими средними «зимними» температурами (-110 +- -120°С), можно в первом приближении пренебречь' проявлением вязкопластических свойств пород, поскольку последние в высшей степени «охрупчены». В силу этого можно оценить размер полигонов, используя модель двухслойной термоупругой среды (предложена И А Комаровым). Первый от поверхности слой представлен сухим реголитом (пылеватым неконсолидированным материалом), в нем не может происходить криогенное растрескивание. Этот слой по своим теплофизическим параметрам сопоставим со снежным покровом на Земле. Второй слой представлен различными трещиноватыми породами (базальтами, андезитами) или льдонасьпценными дисперсными породами. Этот слой характеризуется значительно более высокой теплопроводностью и подвергается криогенному растрескиванию в результате колебаний температуры.

Феноменологический подход к этой задаче состоит в том, что объемно-напряженное состояние массива в процессе подвода (отвода) энергии однозначно определяется неравномерным распределением температуры. Поэтому необходимо рассмотреть тепловую и механическую задачи о нахождении динамики температурных полей, полей напряжений и деформаций. В общем случае эти поля влияют друг на друга и нужно рассматривать связанную задачу. Когда скорости релаксации полей температуры, полей напряжений и деформаций одного порядка, тогда задача рассматривается как связанная. Оценка, сделанпая по величине коэффициента связанности, для случая, когда деформирование, описывается в рамках теории линейной термоупругости, показала, что в первом приближении, задачу можно рассматривать как несвязанную, те. сначала рассчитать динамику температурных полей в подвергающейся трещинообразованию части массива, а затем по найденным профилям температуры оценить линейный размер полигонов в плане.

Сценарий образования полигонов рассматривался в соответствии с предположением о сходстве современных температурных условий с условиями их образования. Температурный режим верхних горизонтов пород в суточном и годичном ритмах для однослойной модели разреза оценивался нами по программам Г.П. Пустовойта («HeatMars») и JI.H. Хрусталева («Тепло»). Для однослойной модели разреза сопоставление результатов расчетов по программе «HeatMars» с известной программой «Marstherm», разработанной специалистами HACA, дало удовлетворительное согласие (отличие не более 5%). Отклонение связано со способом учета крайне незначительной и разреженной атмосферы Марса. В программе «HeatMars» ее влияние учитывалось, достаточно приближенно, через единый интегральный параметр - величину альбедо в инфракрасной области спектра. Указанная погрешность для целей прогнозирования размеров полигонов несущественна.

С целью определения суточного хода температуры поверхности Марс как бы «фиксировался» на определенных участках орбиты, соответствующих 12-ти сезонам, и в течение марсианского месяца для фиксированной точки обрабатывались данные за время оборота планеты вокруг своей оси. Рассматривался теплообмен на поверхности при различных значениях потока солнечной радиации, который рассчитывался с учетом эллиптичностью орбиты и наклонением экватора к плоскости орбиты, в зависимости от широты местности и ориентации склонов Для реализации краевой задачи использовали метод конечных разностей с произвольно задаваемым шагом сетки.

Для анализа были выбраны девять участков, расположенных на разной широте и долготе. Несколько участков были расположены на 40-х широтах Северного полушария (М02-02863, Е06-00510, El2-02564) - на которых не столь продолжительна полярная зима, и амплитуда суточных и годовых температур высока. Для сравнения брались участки и в более высоких 60-х широтах (2-150, М00-00602, М19-00047, М01-00204), для которых более характерна продолжительная «полярная ночь» с минимальными суточными колебаниями температуры в пределах 1-2 градусов, и достижение экстремально низких, устойчивых в течение 4-х «месяцев» (Ls = 240-360) температур на уровне 150-160 К. Для характеристики участков в южном полушарии бьии выбраны точки на 60-х широтах (М03-04614, R11-04544).

Характерные профили температуры по глубине массива (расчет по двухслойной модели) для участка, расположенного на широте 43 0 N (равнина Утопия), показаны на рис 6. Из него видно, что основная доля температурного возмущения на поверхности «срабатывается» слоем реголита, крайне плохо проводящим тепло, и поэтому значения градиента температуры в нижнем слое пород, которые

подвергаются морозобойному растрескиванию, невелики Глубина нулевых годовых амплитуд составляет: при мощности реголита 20 см около 19 м; при мощности реголита в 1 м около 16 м. Увеличение мощности слоя реголита, начиная с 1,5 + 2,0 м, приводит к такому увеличению его термического сопротивления, что величина градиента температуры в подстилающем слое уменьшается незначительно. Расчеты проводились для самых холодных месяцев - «декабря» (Ъя - 330-360) для северного полушария и «мая» (Гя = 120-150) для южного полушария (марсианский месяц равен 1/12 года и длится 57,25 земных суток).

Рис. 6. Характерные профили температуры по глубине массива для разных мощностей реголита (слева мощность реголита 1,0 м, справа — 0,2 м).

Исходя из рассмотрения системы уравнений линейной термоупругости и модели массива в виде деформирующихся в неоднородном температурном поле слоев, получено соотношение для условия реализации процесса трещинообразования, в котором в качестве основной причины образования трещин выступают нормальные напряжения растяжения (разрыва). Оно, в основном, аналогично соотношению, предложенному С.Е. Гречищевым Некоторое отличие несущественно, поскольку для очень низких отрицательных температур величина коэффициента Пуассона составляет ц= 0.1+0.15 и, следовательно, величина (1-ц) не сильно отличается от единицы. Оценки показывают, что для высоких широт Марса это условие выполняется. Однако, гипотеза о том, что трещины образуются в результате развития опасных касательных (сдвиговых) напряжений, что нашло свое отражение в модели Б.Н. Достовалова, на наш взгляд также вполне правомочна. При наличии одновременного действия в массиве растягивающих и сжимающих напряжений в нем возникают местные разрывы, обусловленные различного рода дефектами. Именно эти слабые места — зародыши будущих трещин разрыва и являются причиной возникновения опасных касательных напряжений, которые, таким образом, и надо рассматривать как основную причину разрыва (имея в виду, что величина предельного напряжения на сдвиг в несколько раз меньше чем величина предельного напряжения на разрыв). Следовательно, образование трещин можно приписать действию растягивающих напряжений, однако в таком объемно-напряженном состоянии массива, когда наряду с растягивающими и сжимающими напряжениями

23

действуют и опасные касательные напряжения. При крайне низких отрицательных температурах, характерных для верхних широт Марса, возникновение локальных разрывов за счет действия касательных сил приводит к их дальнейшему развитию, поскольку «залечивания» микротрещин не происходит из-за вырождения пластических свойств породы, которая в сильнейшей степени «охрупчена», и при совместном воздействии с нормальными напряжениями растяжения (разрыва) происходит образование макротрещин. В земных условиях трещина может начать формироваться на некотором расстоянии от поверхности, на Марсе, по-видимому, тоже. Однако там влияние давления вышележащих пород будет менее значительным из-за сильной разуплотненное™ поверхностного реголита и существенно меньшей гравитации.

Исходя из представлений о доминировании касательных напряжений сдвига при оценке линейных размеров расстояния между трещинами (рассматривался именно этот аспект общей задачи о формировании и развитии полигональной сети), для расчетов была использована модифицированная формула Б.Н. Достовалова Поскольку подвергающийся трещинообразованию массив находится в области периодических изменений температуры, в качестве расчетной величины предельного значения касательных напряжений выбиралась величина длительной прочности на сдвиг т°°сд.

В работе представлены результаты сопоставления расчетных данных по размерам полигонов с результатами морфометрического анализа для девяти указанных выше характерных участков. Ввиду отсутствия необходимой информации по породам Марса, для оценочных расчетов использованы литературные данные по прочностным и деформационным свойствам земных пород при низких отрицательных температурах. В частности: значения задавались в диапазоне 6 + 8 МПа

(увеличиваются при понижении температуры); величина коэффициента Пуассона задавалась ц = 0 1+ 0.2 (от 30°С до -50° С падает, а при более низких температурах возрастает); величина модуля сдвига оценивалась через коэффициент Пуассона и модуль Юнга (Е); значения последнего с понижением температуры растут от 29 ООО до 33 ООО МПа. Величина коэффициента линейного расширения пород а уменьшается с понижением температуры от 18 • 10"6 град"1 до 13 • 10"6 град*1 для рассматриваемого диапазона условий.

Расчетные градиенты температуры, осредненные для слоя, подвергающегося растрескиванию, меняются в зависимости от среднемесячной температуры на поверхности и ее амплитуды, мощности и теплопроводности слоя реголита, теплопроводности массива, и составляют величину от 0,6 до 1,3 град/м. Расчеты показывают, что для большинства случаев расчетные значения линейных размеров полигонов находятся в соответствии с наблюдаемыми размерами полигонов для областей северного полушария Марса. Вместе с тем необходимо отметить, что для участков в южном полушарии и для некоторых участков в северном полушарии мы наблюдали различие в значениях линейных размеров полигонов, полученных расчетных путем, от наблюдаемых. По-видимому, это можно объяснить факторами наличия нескольких генераций полигонов на одном участке, зависимостью от микроклиматических особенностей участков, не учитываемых расчетной схемой, и локальными колебаниями мощности реголита, оказывающими непосредственное влияние на формирование размеров полигонов.

В целом, можно сделать вывод, что расчетные значения линейных размеров полигонов колеблются примерно от 65 м (при мощности реголита в метр) до 200 м (при мощности реголита в 20

см). Эти результаты вполне согласуются с данными морфометрии для полигонов первой генерации, для которых средний размер составляет около 100 м.

Исходя из использованной модели, можно предположить, что для более высоких широт будут характерны полигоны меньшего размера. Это обусловлено увеличением амплитуды колебаний температуры на поверхности и соответствующим увеличением градиента температуры по глубине, а также эффектами снижения теплопроводности пород и увеличения их модуля упругости Коэффициент линейного расширения и прочностные характеристики для более низких температур, по-видимому, меняются не очень существенно.

Таким образом, не только результаты морфометрического и статистического анализа формы и размеров полигонов и наличие стабильного льда Н2О, но также и результаты оценочного моделирования их линейных размеров позволяют предположить, что полигональные формы марсианского микрорельефа, отмеченные на высоких широтах, сформировались в резучьтате морозобойного растрескивания, сопровождающегося ростом ледяных, льдогрунтовых или грунтовых жил.

Представляется необходимым отметить, что при расчетах размеров полигонов с помощью двухслойной термоупругой модели, был задан диапазон значений мощности слоя реголита 0.2 + 1,0м Это приводило к удовлетворительному согласию расчетных и наблюдаемых данных Первая публикация по эти данным была в трудах Международной конференции в Хыостопе в марте 2002, а более полная в журнале «Вестник Московского Университете» в 2003 году. Позже в феврале 2003 года в ходе ежегодной конференции Американской Ассоциации Развития Науки в Денвере и в публикации журнала «Science» (Feldman et al, 06 2002), были доложены итоги работы Национальной лаборатории по энергетике в Лос-Аламосе по результатам интерпретации нейтронной спектроскопии поверхностных горизонтов Марса, в которой представлена карта-схема распространения льда Н2О с зафиксированным слоем сухого реголита, мощность которого в высоких широтах составляла от 1 2 м до 20 см Совпадение величин мощности слоя реголита, определенной непосредственно дистанционным методом и предсказанной на основании моделирования размеров полигонов, косвенно свидетельствует о правильности исходных посылок, заложенных в используемую схему расчета, несмотря на ее очевидную упрощенность и погрешность, вносимую с входными данными.

ВЫВОДЫ

1. Для высоких широт Марса количественно оценена временная и пространственная изменчивость: ряда составляющих радиационно-теплового баланса поверхности; средних температур в приповерхностном слое атмосферы и их амплитуд; среднегодовых, среднесезонных и среднесуточных температур поверхности и их амплитуд

2. Скорректирована величина мощности мерзлых пород в сторону ощутимого уменьшения, с учетом- влияния давления вышележащих толщ на положение нижней границы -мерзлых пород; наличия на поверхности иссушенного слоя реголита с крайне малой теплопроводностью; минерализации поровых растворов (исходя из гипотезы о наличии в недрах Марса высокоминерализованных рассолов). Средняя мощность мерзлых пород составляет в среднем 2300 м. Эта величина превышает размер ее земного аналога, но значительно меньше, чем

оцененная в работах ряда исследователей. Был выделен специфический массив криогидратсодержащих пород На Земле нет условий для образования аналогичного типа пород.

3. Обобщены данные о теплофизических, оптических и механических свойствах пород верхних горизонтов Марса, полученные с помощью дистанционных методов зондирования и спускаемых аппаратов. Экспериментальные данные по аналогичным свойствам, полученные для земных пород при низких отрицательных температурах, могут быть использованы с определенной коррекцией для анализа криогенных процессов на Марсе.

4. Для высоких широт северного полушария Марса обоснована применимость метода районирования поверхности, основанного на корреляции теплофизических характеристик (тепловая инерция) и оптических характеристик (альбедо) пород.

5. Совместно с P.O. Кузьминым составлена классификация проявлений процесса морозобойного растрескивания и на ее основе создана карта распространения полигональных форм (отмечено 420 участков).

6. На основе классификации H.H. Романовского, сделан анализ участков проявлений процесса морозобойного растрескивания в арктических областях России (Новосибирские о-ва, п-ов Ямал, архипелаг Новая Земля, Тазовский п-ов) и Антарктиды (Земля Виктории). По методике М.В. Рапа и Т.Н. Каплиной проведена морфометрическая и статистическая обработка типичных участков полигонального рельефа Земли и Марса, которая показала сходство геометрии полигонов и подобный характер гистограмм распределения их линейных размеров, но средний линейный размер марсианских полигонов оказался значительно больше их земных аналогов.

7. Наблюдается значительное несоответствие видимой ширины раскрытия морозобойных трещин на Марсе с их характерными значениями для земных условий. Предложен возможный механизм развития морозобойной трещины, обусловленный температурной неоднородностью по глубине массива и возникающим процессом сублимации льда, приводящий к последующему обезвоживанию пород и осыпанию стенок трещины. Форма трещины эволюционирует от «клиновидной» к «воронкообразной».

8. Расчетная оценка линейных размеров марсиапских полигонов, проведенная в рамках двухслойной термоупругой модели, показала, в целом, удовлетворительную сходимость с размерами полигонов, оцененных с помощью морфометрии. Выбранные на основе моделирования значения мощности слоя реголита 0,2 + 1,0 м были позже обоснованы интерпретацией данных гамма-нейтронной спектроскопии. Этот разуплотненный, крайне плохо проводящий тепло слой играет роль земного снежного покрова, «срабатывающего» существенную часть температурных колебаний на поверхности.

9. Проведенный сравнительный морфометрический и статистический анализ формы и линейных размеров полигонов на Земле и Марсе, результаты математического моделирования, а также наличие стабильного льда НгО в приповерхностных горизонтах Марса позволили предположить, что полигональные формы микрорельефа, отмеченные на его высоких широтах,

Список работ.

1. База данных теплофизических свойств пород. И Вторая конференция геокриологов России. 2001, Т.1, с 105-114 (в соавторстве с Комаровым И.А.).

2. Comparative morphometry analysis of polygonal terrains on Mars and the Earth high latitude areas. // Lunar and Planetary Science ХХХШ. 2002, LPI, Houston, USA, CD-ROM, abstract 2030 (в соавторстве с Кузьминым P.O., Ершовым Э.Д., Комаровым И.А., Козловым А.Н.).

3. The comparative moiphometric analysis of polygonal terrains on the Mars and on the Earth high latitudes areas.// Vernadsky-Brown microsymposium 36, 2002, Moscow, CD-ROM, Abstract ms 059, (в соавторстве Кузьминым P.O., Комаровым И.А., Козловым А.Н.).

4. The map of polygonal forms of microrelief on Mars.// Proceedings of "Earth Cryosphere as a medium of life support" conference, 2003, Pushino, Russia, p. 195 (в соавторстве с Кузьминым P.O., Ершовым Э.Д., Комаровым, И.А.).

5. Сравнительный анализ полигонального микрорельефа на Земле и Марсе, 2003, Вестник Московского университета, № 4, с.44-51 (в соавторстве с Ершовым Э.Д., Комаровым И.А., Козловым А.Н., Пустовойт Г.П.).

6. Properties of disperse frost rocks in the range of low negative temperatures.// Third Mara Polar Science Conference. 2003, Alberta, Canada. CD-ROM abstract 8016 (в соавторстве с Комаровым И A , Мельчаковой Л.В.).

7. The problem of frost cracking on Mars. // Proceedings of "Extreme phenomena in cryosphere: basic and applied aspects'* conference, 2004. Tyumen, Russia, p.258 (в соавторстве с Кузьминым РО, Ершовым Э.Д., Комаровым И.А., Козловым А.Н., Пустовойт Г.П.).

8. Polygonal forms of microrelief on the Mars// Proceedings of "Cryosphere of oil-and-gas bearing provinces" conference, 2004, Tyumen, Russia, p.140 (в соавторстве с Абраменко О.Н., Козловым А.Н.).

9. Characters of changes thermo-physical parameters of the Martian polygonal terrains in dependence from their geographic position.// Vernadsky-Brown microsymposium 40. 2004, Moscow, Abstract # ms 044, CD-ROM (в соавторстве с Комаровым ИА., Абраменко О.Н.).

10. Морозобойное растрескивание на Марсе.// Материалы 3-ей конференции геокрисшогов России. 2005, Москва, с. 325-331 (в соавторстве с Ершовым Э.Д., Комаровым И.А., Козловым А.Н.).

11. Корреляция между теплофизическими и оптическими характеристиками пород поверхности Марса в области распространения полигонального рельефа. // Материалы 3-ей конференции геокриологов России. 2005, Москва, с.331-337.

12. Температурный режим атмосферы и верхних горизонтов пород в высоких широтах Марса. // Материалы 3-ей конференции геокриологов России 2005, Москва, с 337-345 (в соавторстве с Комаровым И.А., Пустовойт Г.П., Абраменко О.Н.).

13. Проявления мерзлотных процессов в рельефе Марса // Материалы международной конференции «Приоритетные направления в изучении криосферы Земли», 2005, Пущино, с. 161-162 (в соавторстве с Комаровым И.А.).

14. Martian cryogenic condition //Proceeding of the 2-nd European Conference on permafrost, 2005, Potsdam, Germany, p. 85 (в соавторстве с Комаровым И.А., Абраменко О.Н.).

15. Polygonal patterns in the high latitudes of Mars - phenomena of frost cracking // Proceeding of the 2-nd European Conference on permafrost, 2005, Potsdam, Germany, p. 88 (в соавторстве с Комаровым И.А., Козловым А.Н., Абраменко О.Н.).

Подписано в печать 14.10.2005 Формат 60x88 1/16. Объем 1.5 п.л. Тираж 120 экз. Заказ № 127 Отпечатано в ООО «Соцветие красок» 119992 г.Москва, Ленинские горы, д.1 Главное здание МГУ, к. 102

P1 8 7 5 5

РНБ Русский фонд

2006-4 21839

Содержание диссертации, кандидата геолого-минералогических наук, Исаев, Владислав Сергеевич

Введение.

Глава 1. Современные представления об атмосфере, климате и геологическом строении Марса.

1.1. Общие сведения о планете Марс.

1.2. Особенности атмосферы и климата Марса.

1.3. Краткое представление о геологической истории Марса.

1.4. Рельеф, состав и строение приповерхностных горизонтов Марса.

1.5. Геологическое строение Марса.

1.6. Наличие жидкообразной и твердой фазы НгО в приповерхностном и глубинном горизонтах Марс.

Глава 2. Геокриологические условия планеты Марс.

2.1. Оценка временной и пространственной изменчивости температуры приповерхностного слоя атмосферы и поверхности для высоких широт Марса (по материалам Глобальной Марсианской Климатической Базы Данных ГМКБД).

2.2. Существующие представления о мощности мерзлых пород и криолитосферы Марса.

2.3. Уточненная оценка средней мощности мерзлых пород и криолитосферы Марса.

2.4. Проявления процессов предположительно мерзлотного генезиса.

Глава 3. Свойства пород верхних горизонтов Марса с привлечением данных по земным породам в диапазоне отрицательных температур.

3.1. Состав пород поверхности Марса и их физические свойства.

3.2. Теплофизические свойства марсианских и земных пород при низких отрицательных

1 температурах.

3.3. Оптические свойства пород поверхности Марса.

3.4. Корреляция оптических и теплофизических свойств пород поверхности Марса.

3.5. Механические свойства земных пород при низких отрицательных температурах.

Глава 4. Проявления, динамика и механизм процесса морозобойного растрескивания на Марсе и на Земле.

4.1. Проявление полигональных форм рельефа на Марсе.

4.2. Результаты совместного морфометрического и статистического анализа полигонального рельефа на Марсе и на Земле.

4.3. Механизм образования и формы проявления процесса морозобойного растрескивания на Земле.

4.4. Возможный механизм образования и развития морозобойных трещин на Марсе.

Глава 5. Математическое моделирование процесса морозобойного трещинообразования на Марсе.

5.1. Динамика температурного режима верхних горизонтов пород Марса.

5.2. Методика оценки линейных размеров марсианских полигонов морозобойного растрескивания на Марсе.

5.3. Результаты сопоставления расчетных данных по размерам полигонов с данными морфометрии поверхности Марса.

Введение Диссертация по наукам о земле, на тему "Сравнительный анализ мерзлотных условий и проявлений процесса морозобойного растрескивания на высоких широтах Земли и Марса"

Актуальность проблемы. Геокриология является частью более общей науки криологииIпланет. Мерзлые, морозные или; переохлажденные породы, как естественно -исторические образования, не являются чем-то исключительным, присущим только Земле. Они широко развиты в пределах других планет Солнечной системы и их спутников. Поэтому разработка этой проблемы представляет как самостоятельный интерес, так и даст новые импульсы для понимания и, возможно, переосмысления ряда представлений о процессах протекающих в криолитозоне: Земли. Среди планет земной? группы особое место в этом плане занимает Марс - планетное тело с ощутимой атмосферой; мощной криосферой и постоянным присутствием льда в полярных шапках. Огромный фактический материал, накопленный за. последнее время неизмеримо расширил и во многом изменил существующие представления об атмосфере, климате и поверхности Марса,, который стал в настоящее время, центральным объектом, исследовательских программ. Накопленные уникальные данные: по климатическому мониторингу планеты, позволяют получать информацию о любой; точке поверхности Марса, с точностью, сопоставимой с земными данными. Это позволило вывести: наши представления о Марсе из области гипотез на качественно новый уровень. Открылись возможности сопоставить эти данные с результатами аналогичных исследований по Земле. Задача проведения сравнительного анализа мерзлотных условий, изучения динамики криогенных процессов и их проявлений с которыми связаны различные пути эволюции, планет, составляет важное направление исследований в рамках указанной проблемы. Эта тематика была; названа президентом международной ассоциации геокриологов Джерри Брауном на 3-ей конференции геокриологов России (Москва, 2005) в числе одной из трех приоритетных,, что нашло свое отражение в формировании соответствующих секций на Международных; (Тюмень, 2004; Пущино, 2005; Потсдам, 2005) и национальных (Москва, 2005) совещаниях специалистов- мерзлотоведов.

Несмотря на уже накопленный материал по атмосфере и климату Марса, а также: морфологии его поверхности (коллекция=космоснимков NASA и российского; агентства по исследованию космоса содержит более 600 000 снимков), работ о проявлениях процесса морозобойного; растрескивания пород на Марсе немного. В: рассматриваемом ракурсе проведения сравнительного анализа с аналогичными проявлениями процесса на Земле они носят, как правило, отрывочный и фрагментарный характер. Обнаруженные в высоких широтах обширные территории, покрытые полигональной сетью трещин, вызывали дискуссии, о генезисе и характере этих форм, об их взаимосвязи с современными и палеоклиматическими условиями на планете. Полученные данные позволяют рассмотреть этот вопрос как актуальную научную проблему.

Цель и задачи исследоиаиии. Основной целью работы является проведение сравнительного анализа мерзлотных условий; и проявлений процесса морозобойного растрескивания на высоких широтах Земли и Марса. Для достижения поставленной цели необходимо было решить ряд задач:

1. Проанализировать последние данные по криологическим условиям Марса, которые получены с помощью • дистанционного и непосредственного зондирования его поверхности с помощью орбитальных аппаратов и посадочных модулей; скорректировать представления о величине мощности морозных, мерзлых и охлажденных пород в рамках гипотезы о наличии в его недрах высокоминерализованных солевых растворов;

2. Провести анализ широтно-временной изменчивости ряда: составляющих радиационно-тегшового баланса поверхности Марса, суточных, сезонных и годовых колебаний её температуры и температуры, приповерхностных слоев атмосферы;, с помощью математического моделирования оценить возможную динамику температурных полей в верхних горизонтах пород;

3. Обобщить и сопоставить имеющийся фактический материал о составе пород верхних горизонтов Марса, их теплофизических, оптических и механических свойствах с аналогичными данными по земным породам, полученным для диапазона низких отрицательных температур;

4. Провести сравнительный морфологический, морфометрический: и: статистический анализ геометрии: и линейных размеров полигонов морозобойного; растрескивания для высоких широт Земли; и Марса; для последнего составить классификационную схему и карту проявлений этих форм рельефа;

5. Проанализировать и сопоставить результаты математического моделирования* линейных размеров полигонов! морозобойного растрескивания: на Марсе с данными, полученными с помощью орбитальных аппаратов.

Фактический материал представлял собой: космоснимки высокого разрешения Марсианской: Орбитальной Камеры (МОС) с орбитального комплекса: Mars Global ; Surveyor и аппарата Марс-3; исследовательской аппаратуры, установленный; на космических аппаратах миссии Mars Odyssey: (нейтронный и гамма- спектрометр Hend, лазерный дальномер MOLA, теплоэмиссионный спектрометр TES и др.); данные о составе и характеристиках грунтов, полученные в ходе посадочных миссий Viking 1 и 2, Mars Pathfinder; (альфа-протоновый рентген-спектрометр APXS), Spirit (спектрометр Mossbauer) и Opportunity. Для анализа климатических данных атмосферы и поверхности использовалась База: данных Европейского агентства; (the Mars Climate Database of the European Space Agency, Laboratoire de Meteorologie Dynamique du C.N.R.S., the UK Particle

Physics and Astronomy Research Council). Данные по земным полигонам морозобойного растрескивания, представляли собой аэрофотоснимки арктических областей России (Новосибирские о-ва, п-ов Ямал, архипелаг Новая Земля, Тазовский п-ов) и Антарктиды (Земля Виктории), соответствующие геологические разрезы и результаты температурных наблюдений.

Научная новизна работы определяется следующими результатами:.

1 .Обобщены последние данные об атмосфере, климате, геологическом: строении Марса и проявлениях экзогенных процессов мерзлотного генезиса.

2. Для высоких широт Марса количественно оценена временная^ и пространственная изменчивость: ряда составляющих радиационно-теплового баланса поверхности; средних температур в приповерхностном слое атмосферы и их амплитуд; среднегодовых, средне сезонных и среднесуточных температур поверхности: и их амплитуд, а также параметров характеризующих теплофизические и оптические свойства пород поверхности.

3. Обобщены и скорректированы, в сторону ощутимого уменьшения, представления о мощности мерзлых пород Марса.

4. Показано, что экспериментальные данные по теплофизическим, оптическим и механическим - свойствам полученные для земных пород при низких отрицательных температурах могут быть использованы при* определенной; корректировке для анализа криогенных процессов на Марсе.

5. Проведенный сравнительный морфометрический и статистический анализ формы; и размеров : полигонов на Земле и Марсе, результаты математического моделирования, а также наличие стабильного льда HjO позволили предположить, что полигональные формы, марсианского микрорельефа, отмеченные на: высоких широтах, сформировались в результате морозобойного растрескивания, сопровождающегося ростом : ледяных, льдогрунтовых или фунтовых жил. В высоких широтах Марса, кроме реликтовых наблюдаются! и развивающиеся формы.

6. Совместно с Кузьминым P.O. разработана классификация полигонов; морозобойного растрескивания и на основе ее составлена карта проявлений процесса (нанесено 420 участков).

Практическое значение работы. Практическое значение работы связано с отработкой комплексной методики для исследования криогенных процессов на Марсе, использующих самые современные дорогостоящие методы дистанционного и непосредственного зондирования (высокая: разрешающая: способность, автоматизированные комплексы и т.д.), которые со временем найдут и уже находят применение для аналогичных исследований при современном освоении северных территорий. Определенные результаты могут быть использованы для планирования ■ и осуществления последующих миссий освоения планеты Марс.

Ряд материалов и разработок используется при чтении курсов: «Введение в специальность», «Геокриология», а также в ходе выполнении студентами курсовых, бакалаврских и магистерских работ.

Апробация работы. По материалам работы опубликовано — 15 работ, из них 4 статьи в трудах Международных конференций проводимых за рубежом (США, Хьюстон, 2002; Канада, Альберта 2003; Германия, Потсдам , 2005), 4 - доклада в трудах международных конференциий по сравнительной планетологии «Vernadsky - Brown Microsymposium» (Москва, 2001, 2002, 2003); 5 - докладов на Международных конференциях по криологии Земли ( Путцино, 2002, 2003, 2005; Тюмень, 2004); 3 - статьи, в трудах 2 и 3 конференции геокриологов России (Москва, 2001, 2005); 1 -статья в «Вестнике Московского университета» и 1 доклад на Международной конференции студентов и аспирантов «Ломоносов-2004» (Москва, 2004).

Структура и объем работы. Работа объемом: 144 страницы печатного текста, состоит из > введения, пяти глав, заключения, списка использованной литературы (175 наименований) и приложения, в котором j приведен; исходный фактический материал (географические координаты участка; фазовый угол, солнечная долгота и * разрешение снимка; тип по классификации для 420 найденных полигональных областей; карты изменений климатических параметров на Марсе). Она проиллюстрирована 112 цветными рисунками и 16 таблицами.

Заключение Диссертация по теме "Инженерная геология, мерзлотоведение и грунтоведение", Исаев, Владислав Сергеевич

Выводы к главе 5:

Расчетная оценка линейных размеров марсианских полигонов, проведенная в рамках двухслойной термоупругой модели, показала, в целом, удовлетворительную сходимость с; размерами полигонов, оцененных с помощью морфометрии.

Выбранные на основе : моделирования линейных размеров полигонов значения мощности слоя реголита (0.2 -г 1.0 м), были позже подтверждены прямыми измерениями с помощью гамма-нейтронной спектроскопии. Этот разуплотненный, крайне плохо проводящий тепло слой играет роль земного снежного покрова мощностью 5 -т- 10 м, срабатывающего существенную часть температурных колебаний на поверхности.

Результаты математического моделирования линейных размеров полигонов, морфометрического и статистического анализа, а также факт наличия стабильного льда НгО позволяют предположить, что полигональные формы марсианского микрорельефа, отмеченные на высоких широтах, сформировались в результате процесса морозобойного растрескивания, сопровождающегося ростом ледяных, льдогрунтовых или грунтовых жил.