Глины — самые обычные, если не сказать назойливые, осадочные породы. Их присутствие никого не удивит и мало кого заинтересует (разве что производителей керамики). Но это лишь в том случае, если речь идет о планете Земля. Если же речь идет о марсианских глинах, то тема немедленно передвигается в первые ряды насущнейших научных приоритетов. Дело в том, что глины формируются при участи жидкой воды. Кроме того, разные типы глин, или, точнее, глинистых минералов, указывают достаточно точно на условия, в которых они образовались. Так что марсианские глины (в научной литературе используется более точный термин «филлосиликаты», объединяющий глинистые минералы с другими типами слоистых силикатов), во-первых, подтверждают присутствие жидкой воды на ныне безводном Марсе и, во-вторых, дают информацию о том, каким был Марс в период формирования глинистых отложений. И то и другое исключительно актуально.

Глинистые минералы образуются в результате выветривания силикатных пород, например базальтов, при этом происходит включение в кристаллическую силикатную решетку молекул воды или гидрат-ионов (OH). В щелочных условиях получаются смектитоподобные глины, в кислых — каолиниты. Текучая вода способствует вынесению легко растворимых катионов, так что глинистые минералы, генезис которых связан с водотоками, имеют иной элементный состав, чем материнские породы; также при этом образуются оксиды металлов. Зато в условиях небольшого количества воды в закрытых (непроточных) системах преобразование материнской породы дает глинистые минералы примерно того же, что и материнские породы, элементного состава, а оксидов образуется гораздо меньше.

На Марсе присутствуют колоссальные отложения глинистых минералов, возраст которых оценивают приблизительно как 4,1–3,7 млрд лет. Нужно отметить, что для марсианской геологии (или следует говорить «планетологии», ведь «гео» означает «Земля»?), в отличие от земной, как раз характерно широкое сохранение отложений такой древности; на Земле практически все они переработаны в результате тектонической активности.

Дискуссия о марсианской воде заставляет задаться вопросом, каким образом вода могла течь по поверхности планеты. Атмосферное давление на Марсе составляет всего 4–10 мбар в зависимости от высоты над поверхностью (в среднем 6 мбар), а температура 218 К. При таких условиях вода испаряется, минуя жидкую фазу. Однако теперь известно, что жидкие потоки сформировали на поверхности планеты длинные меандрирующие русла, похожие на русла рек; значит, текучие жидкости всё же присутствовали на поверхности. Кроме того, и сейчас по склонам кратеров появляются промоины, которые образуются в результате стоков замерзающей и испаряющейся жидкости (об этом можно прочитать в статье Malin et al. Present-Day Impact Cratering Rate and Contemporary Gully Activity on Mars // Science. 2006. V. 314. P. 1573-1577, а также в популярной статье Л. Ксанфомалити «Горные потоки и бассейны на Марсе»).

Согласно одной из гипотез, которая объясняет существование текучей воды в столь неподходящих для этого условиях, атмосферное давление на Марсе 4–3 млрд лет назад было гораздо выше, чем сегодня, также из-за более плотной атмосферы температура на планете была выше. Затем планета растеряла свою атмосферу, а углекислый газ связался с карбонатами и осел в виде твердого льда. Другая гипотеза отрицает, что Марс лишился своей изначально плотной атмосферы, так как сколько-нибудь значительных отложений карбонатов, необходимых для связывания углекислоты, не обнаружено. Предполагается, что жидкая вода могла присутствовать под поверхностными пластами, где давление и температура выше, и периодически разгружаться на поверхности. И та и другая гипотеза имеют свои сильные и слабые стороны. Детали строения и состава глинистых минералов могут добавить доводов той или иной альтернативной гипотезе.

Изучение глинистых пород на Марсе началось в начале этого века (см.: В эпоху Ноя на Марсе была вода, «Элементы», 02.15.2005). Теперь, когда у астрогеологов накопилось достаточно фактических данных (в основном это данные спектрального анализа), можно говорить о происхождении глин Красной планеты достаточно уверенно.

Группа ученых из Института космической астрофизики (Париж, Франция), Брауновского университета (Провиденс, Род-Айленд, США), Университета Джонса Хопкинса (Балтимор, Мэриленд, США) опубликовали результаты анализа глинистых грунтов из разных географических точек планеты (всего около 350 точек). Они сравнивали элементный состав глин и окружающих пород, принимая во внимание и их минералогический состав.

В большинстве точек элементный состав глин и материнских пород был сходным. Это означает, что глинистые минералы формировались в условиях замкнутых систем, то есть без контакта с атмосферой и без участия подвижной воды. Их минералогический состав позволяет предположить, что окружающая микросреда была щелочной и бескислородной. Марсианские глины включают железо- и магнийсодержащие смектиты (их больше всего: это, например, нонтрониты, сапониты), хлориты (в том числе пренит и так называемые смешаннослойные хлорит-смектитовые глины), мусковит и иллит. Образование этих минералов в земных условиях происходит при температуре около 400°C, а пренит формируется и при более низких температурах — около 200°C. Если говорить о земных аналогиях, то глинистые минералы такого состава формируются в подземных гидротермальных системах, например в Исландии.

Железо-магниевые смектиты на Марсе распространены в пределах гигантских кратеров. Объяснить такое специфическое распространение можно двояко. Во-первых, ударная энергия могла инициировать появление и функционирование гидротермальных систем, и во-вторых, ударное событие обнажило уже существовавшие гидротермальные подповерхностные системы. Судя по вертикальному расположению глинистых пластов в кратерах, ученые склоняются ко второй версии.

Гораздо меньшая часть местонахождений имеет глины иного состава. Они расположены в долинах древних каналов и озерных бассейнов. Там не найдено мусковита, иллита, хлоритов и пренита; доминирующий тип глин — каолиниты и монтмориллониты, то есть те, которые характеризуются высоким содержанием алюминия (алюмосодержащие глины). Вместе с ними в отложениях зарегистрировано высокое содержание солей — сульфатов, хлоридов. Подобные глинистые минералы образуются при контакте с атмосферой и в условиях подвижной воды. Поэтому логично предположение, что и на Марсе в этих местах в то время по поверхности планеты текла вода. Отложения солей — а их больше всего в бассейновых низменностях и в кратерах — свидетельствуют об испарении воды. В тех местах, где имеется контакт между железо-магнезиальными смектитами и алюмосодержащими глинами и солями первые всегда располагаются ниже вторых (говорят: «перекрываются вторыми»).

Собрав все данные о геологии Марса, ученые аккуратно расположили их на оси времени (см. картинку внизу). Время для марсианской истории оценивается по относительной плотности кратеров, а калибровку абсолютных временных единиц примерно получают по соответственному числу кратеров на Луне. К сожалению, более надежного способа считать марсианское время еще не придумали. Естественно, что начало марсианского и лунного (читай — земного) времени совпадает — это около 4,5 млрд лет назад. Самый древний период марсианской геологической истории — это так называемый преноахий, который предшествует ноахию. Ноахий (Noachian epoch), или «Ноева эпоха», начался около 4,1 млрд лет назад. Следующий период — гесперийский, его границу определили как 3,8 млрд лет назад, а вслед за ним установили наступление амазонского периода (3 млрд. лет назад).

4,5–4 млрд лет назад на Марсе образовались наикрупнейшие кратерные бассейны. Они, по-видимому, инициировали развитие гидротермальных подповерхностных систем. В результате окружающие породы начали трансформироваться с образованием Fe- и Mg-смектитов. Крупные импактные события в течение ноахия поддерживали функционирование гидротермальных систем, так что в подповерхностном слое коры успели сформироваться значительные массивы глинистых пород. В позднем ноахии, 3,8 млрд лет назад, увеличилась разгрузка гидротерм на поверхности планеты, мощные потоки воды привели к образованию сети каналов и озерных бассейнов. Это было время активного вулканизма, что, по мнению ученых, способствовало поддержанию более высокой температуры вблизи поверхности. В результате эпизодов разгрузки гидротерм поверхностные глинистые породы преобразовались, сформировав пласты глин с относительно высоким содержанием алюминия. В течение последующей сухой и холодной гесперийской эпохи формирование гидротермальных подземных глин замедлилось и остановилось, но как остаточное явление на поверхности планеты продолжались процессы преобразования глинистых осадков в озерных бассейнах; также в ходе испарения воды формировались осадки солей, в основном сульфатов. С тех пор и по настоящее время даже вблизи вулканов глины не образуются.

Схемы, суммирующие сведения об истории геологических событий на Марсе. NF (Nili Fossae) — система так называемых Нильских разломов; MV (Mawrth Vallis) — долина Морт; VM (Valles Marineris) — долины Маринера (см. также статью о марсианской геологии); Carb.- карбонаты; Chl. — хлориды; Sulph. — сульфаты. Из обсуждаемой статьи в Nature

Таким образом, большая часть глинистых минералов сформировались, по всей вероятности, не на поверхности, а в подповерхностных гидротермах. Поэтому гипотеза о некогда теплом Марсе, растерявшем свою плотную атмосферу, оказывается существенно менее обоснованной, чем альтернативная гипотеза о стабильно холодном Марсе с тонкой атмосферой. Ведь первая гипотеза базируется на факте существования русел водотоков и грандиозных глинистых отложениях. Второе объясняется действием подповерхностных факторов и не требует участия плотной атмосферы, а первое может быть следствием сравнительно коротких эпизодов в истории планеты. В связи с этим выводом поиски прошлой марсианской жизни сосредоточатся на исследовании подповерхностных отложений и поисках аналогий с земными глубинными биоcферами.

Источник: Bethany L. Ehlmann, John F. Mustard, Scott L. Murchie, Jean-Pierre Bibring, Alain Meunier, Abigail A. Fraeman, Yves Langevin. Subsurface water and clay mineral formation during the early history of Mars // Nature. 2011. V. 479. P. 53–60.