MoneyMan

Марсианская мантия неоднородна по изотопному составу водорода
Марсианская мантия неоднородна по изотопному составу водорода

Рис. 1. Формация Йеллоунайф Бэй (Yellowknife Bay) на Марсе, где марсоход Curiosity проводил исследования содержания изотопов водорода в глинах. Фото с сайта mars.nasa.gov

Считается, что наблюдаемое по результатам анализа марсианских метеоритов соотношение изотопов водорода в коре четвертой планеты — результат смешения мантийного и атмосферного вещества на ранних этапах ее формирования. Но пока у ученых не слишком много данных, чтобы быть уверенными в этой гипотезе: проанализированных метеоритов мало, а разброс их возрастов слишком большой. Недавно вышла статья, в которой описано исследование еще двух марсианских метеоритов, которое хорошо дополнило уже имеющиеся данные и позволило восстановить изотопные отношения водорода для большей части геологической истории Марса. Также было проведено моделирование обмена изотопами между геосферами Марса, показавшее, что смешение одного общепринятого мантийного значения с атмосферным не объясняет диапазона концентраций изотопов водорода, наблюдаемых в коре красной планеты. Авторы построили другую модель с учетом смешения вещества коры и двух мантийных источников с разными изотопными составами. Она хорошо согласуется с результатами анализа, но из нее следует наличие в мантии Марса неоднородностей, унаследованных от сформировавших его планетезималей. А это требует пересмотра ранних стадий геологической истории каменных планет и усложнения общепринятой модели одной из них — стадии магматического океана.

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

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

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

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

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

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

Для изучения миграции воды среди геологических оболочек планет в геохимии часто используют изотопы водорода, соотношение которых позволяет установить источник воды и происходящие процессы. Изотопы — атомы одного и того же элемента, обладающие одинаковой структурой электронных оболочек, но разными массами ядер из-за того, что в них разное число нейтронов. У водорода два стабильных изотопа — протий 1H (на его долю приходится 99,9885% всего водорода) и дейтерий 2H (0,0115%). Напомним, что верхний индекс означает массовое число ядра — сумму протонов и нейтронов. В отличие от кислорода с тремя изотопами, для характеристики содержания изотопов водорода используют простое соотношение 2H/1H, также записываемое как D/H. Обычно, когда говорят об этой величине, ее сравнивают с отношением D/H в стандарте VSMOW (Vienna Standard Mean Ocean Water) — специальным образом очищенной от примесей океанической воде — где оно составляет 1,56×10−4.

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

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

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

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

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

Марсианская мантия неоднородна по изотопному составу водорода
Марсианская мантия неоднородна по изотопному составу водорода

Рис. 2. Метеорит Allan Hills 84001, найденный в Антарктиде 27 декабря 1984 года. Считается, что он был выбит с поверхности Марса около 17 млн лет назад, а упал на Землю около 13 000 лет назад. Фото с сайта wikipedia.org

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

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

Марсианская мантия неоднородна по изотопному составу водорода

Рис. 3. Изотопные соотношения водорода (D/H ratio) в двух изученных метеоритах. По горизонтальной оси отложено общее содержание воды в точке анализа (в ppm, это то же самое, что и грамм на тонну). По правой вертикальной оси — значения функции δD, показывающей отклонение от стандарта VSMOW в промилле (более подробно про эту функцию на примере кислорода см. в новости У земных и лунных пород значения изотопного показателя кислорода различаются, «Элементы», 30.03.2020). Различными значками показаны типы анализируемых минеральных образований в том или ином метеорите. В среднем полученные значения почти одинаковы для обоих пород. График из обсуждаемой статьи в Nature Geoscience

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

Марсианская мантия неоднородна по изотопному составу водорода

Рис. 4. График известных отношений D/H для марсианской коры (левая вертикальная ось). На правой вертикальной оси указаны значения функции δD, показывающей отклонение от стандарта VSMOW в промилле, по горизонтальной оси — возраст образцов. Красными и серыми квадратами показаны данные для ALH 84001, черным квадратом с косым крестом — для глинистых сланцев формации Йеллоунайф Бэй, синим кружочком — для NWA 7034 (7034/7533 — запись, означающая наличие другого зарегистрированного метеорита с номером 7533, который является, скорее всего, просто фрагментом NWA 7034), черный треугольник — предполагаемое мантийное значение (включение расплава в оливине обогащенного шерготитта Yamato 980459), черный квадрат с вертикальным крестом — анализы стекол, образующихся при плавлении пород во время ударов метеорита, фиолетовый ромб — значения для «обогащенных» шерготиттов. Можно видеть, что вне зависимости от возраста анализы D/H для марсианской коры лежат в одном диапазоне (crustal range). График из обсуждаемой статьи в Nature Geoscience

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

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

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

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

Авторы статьи сначала построили модель смешения, основанную на классическом представлении (см., например, T. Usui et al., 2015. Meteoritic evidence for a previously unrecognized hydrogen reservoir on Mars) о распределении изотопов водорода в геосферах Марса — обедненной дейтерием мантии и обогащенной дейтерием атмосфере (рис. 5 a, b). Итоговая модель показывает несостоятельность этой идеи. Как минимум, процесс смешения должен был быть более эффективным для обогащенных шерготиттов и менее эффективным — для обедненных.

Марсианская мантия неоднородна по изотопному составу водорода
Марсианская мантия неоднородна по изотопному составу водорода

Рис. 5. а — модель смешения мантийного материала с современной (черные треугольники) и предполагаемой древней (белые треугольники) марсианскими атмосферами. Треугольниками обозначены известные значения соотношений изотопов для метеоритов. b — смешение двух различных источников изотопов водорода с атмосферой (черная звездочка — современная атмосфера, белая звездочка — предполагаемая древняя). с — смешение двух различных источников водорода с коровым материалом и значения D/H для групп обедненных (зеленые) и обогащенных (розовые) марсианских метеоритов. График из обсуждаемой статьи в Nature Geoscience

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

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

Марсианская мантия неоднородна по изотопному составу водорода

Рис. 6. Схематическое изображение двух изотопных резервуаров в марсианской мантии (рыжие пятна) и значения D/H в коре и атмосфере. В верхнем правом углу показано распределение H2O в различных геологических оболочках Марса (М — мантия, С — кора, А — атмосфера). Рисунок из обсуждаемой статьи в Nature Geoscience

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

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

Источник: elementy.ru

Fozzy

ОСТАВЬТЕ ОТВЕТ

Please enter your comment!
Please enter your name here

20 + два =