Общая стратегия поисков жизни на Марсе и экспедиция в кратер Езеро

Никита Демидов, Михаил Иванов
«Природа» №1, 2021

Об авторах

Никита Эдуардович Демидов — кандидат геолого-минералогических наук, научный сотрудник Арктического и антарктического научно-исследовательского института (ААНИИ). Круг научных интересов охватывает вопросы геологии Арктики и Антарктиды, гидросферы и криосферы Марса, астробиологии.

Михаил Арсеньевич Иванов — доктор геолого-минералогических наук, заведующий лабораторией сравнительной планетологии Института геохимии и аналитической химии имени В. И. Вернадского РАН. Область научных интересов — геология, планетная геология, космохимия.

Астрономическое окно 2020 г. ознаменовало новый виток марсианской астробиологической эпопеи. 19 июля на Красную планету отправился космический аппарат Объединенных Арабских Эмиратов «Аль-Амаль» («Надежда»). Впоследствии он станет искусственным спутником Марса, который займется изучением марсианской атмосферы. 23 июля к Марсу направился китайский аппарат «Тяньвэнь» («Вопросы к небу»), состоящий из орбитального и посадочного блоков. Планируется, что 23 апреля 2021 г. последний доставит на поверхность планеты марсоход «Тяньвэнь-1», который будет проводить работы в не названном пока районе равнины Утопия. Главная задача исследований — поиск следов прошлой, а возможно, и существующей жизни на Марсе. 30 июля состоялся старт миссии НАСА «Марс-2020», в рамках которой 18 февраля 2021 г. на поверхность планеты будет доставлен марсоход Perseverance («Настойчивость»). Он должен совершить посадку в кратер Езеро (Jezero), где обнажены отложения древней речной дельты, перспективные для поисков следов прошлой жизни.

Астробиологический аспект геологической истории Марса

Поиски жизни на Марсе очевидным образом следует разделить на два направления: поиск в горных породах следов древней жизни и поиск современных форм. Стратегия обоих направлений во многом определяется геологической историей Марса, которая в основных чертах на данный момент уже расшифрована. Это позволяет наложить на нее возможный сценарий эволюции живых существ и тем самым восстановить основные события в палеонтологической истории планеты. При таком подходе делается допущение, что марсианская жизнь основана на воде и обладает сходными с земными пределами приспособления к условиям окружающей среды. Данное допущение находится, с одной стороны, в явном противоречии с принципом научного агностицизма, так как мы не можем догадываться, какие формы жизни возможны за пределами Земли. С другой стороны, если говорить о Марсе, который на ранних стадиях развивался по сходному с Землей сценарию, обменивался с ней веществом и сохранил запасы воды до наших дней, допущение о сходстве (а может, и о родстве) марсианских и земных форм жизни выглядит вполне реалистичным.

Вся геологическая история Марса делится на периоды, различающиеся по условиям на поверхности, а их временные рамки определяются по плотности наложенных ударных кратеров. На сегодняшний день этот метод — единственно пригодный для оценки возраста поверхности почти всех тел Солнечной системы с твердой поверхностью [1]. Идея его проста: чем древнее поверхность, тем больше на ней кратеров и тем они крупнее. Дальше начинаются сложности. Главная связана с калибровкой измеряемой кратерной плотности в терминах абсолютного возраста. Такая калибровка сделана для лунных образцов, которые отбирались в областях с известной плотностью кратеров и для которых по содержанию радиоактивных изотопов был измерен абсолютный возраст.

Определения возраста на поверхности Марса по плотности кратеров — это экстраполяция лунной калибровки на другое планетное тело (конечно, с учетом марсианских скоростей и частоты ударов). Поэтому понятно, что хронологию Марса мы знаем гораздо хуже лунной. Тем не менее всю «видимую» историю Марса мы делим на три периода (рис. 1). Каждый из них имеет свои отличительные особенности.

Рис. 1. Сопоставление геохронологических шкал и основных событий палеонтологической истории Земли и геологической истории Марса

Наиболее древний — Ноахийский, начавшийся с начала формирования планеты и закончившийся примерно 3,6 млрд лет назад. На Марсе, как и на Луне и Земле, в периоды ранней истории доминирующим геологическим процессом было ударное кратерообразование. В то время о поверхность Марса ударялись многочисленные тела различного размера и состава. При их столкновении с поверхностью образовывались ударные кратеры разной величины, вплоть до крупнейших бассейнов диаметром во многие сотни километров. Каждое подобное событие заключается в передаче кинетической энергии ударника в механическую и тепловую. Уровень энергий, о которых идет речь, очень высок. Например, на переходе от мелового периода к палеогеновому при образовании сравнительно небольшого (150 км) ударного кратера Чиксулуб (п-ов Юкатан в Мексике) выделилась энергия, в миллион раз превышающая ту, что образовалась при взрыве крупнейшего из известных ядерных зарядов (Царь-бомбы) — 58,6 Мт в тротиловом эквиваленте. Трудно даже представить, какая энергия выделяется при формировании среднего ударного бассейна диаметром 500 км. Очевидно, что в зависимости от размеров падающего на Марс тела ударные события приводили к разномасштабной стерилизации поверхности и грунта.

Но помимо очевидного разрушительного воздействия кратерообразование могло иметь и положительные последствия для зарождения ранней биосферы Марса. Так, некоторые из ударников, например кометы и метеориты из класса углистых хондритов, привносили на поверхность планеты воду и органические вещества. Более того, согласно гипотезе панспермии, таким образом на Марс могли попасть не только вещества, которые в дальнейшем принимали участие в синтезе живых существ, но и сами микроорганизмы.

Кроме стерилизации и привноса вещества ударные события, особенно крупные, имеют еще два последствия, важных с точки зрения астробиологии. Во-первых, они приводят к временным изменениям климата планеты, так как в результате удара в атмосферу выбрасывается большое количество пыли, которая при достаточном ее количестве начинает затмевать Солнце. Например, в 1883 г. при взрывном вулканическом извержении Кракатау (Индонезия) мощностью 200 Мт в атмосферу было выброшено огромное количество пыли, что привело к понижению среднегодовой температуры на Земле примерно на 0,4°С [2]. Мощность ударного события Чиксулуб была в 250 тыс. раз больше, поэтому запыление атмосферы тогда вызвало резкое похолодание на Земле и массовое вымирание крупных форм жизни, в частности динозавров [3].

Таким образом, Ноахийский период с его интенсивной метеоритной бомбардировкой характеризуется периодическими глобальными похолоданиями, вызванными эффектом «ядерной зимы» на фоне меньшей светимости Солнца 4–4,5 млрд лет назад. Несмотря на похолодания, усиленное запыление атмосферы могло играть и положительную роль для развития жизни на поверхности планеты, так как происходило снижение интенсивности стерилизующего жесткого космического излучения.

Помимо воздействия на атмосферу любое ударное событие приводит к образованию тепловой аномалии на поверхности, а в случае крупного события — долгоживущей (существующей, возможно, сотни тысяч лет) аномалии из-за «закачки» в кору планеты тепловой энергии удара. В результате в окрестностях крупных ударных кратеров и особенно бассейнов могли формироваться долгоживущие гидротермальные системы [4], которые даже в периоды оледенений сопровождались появлением водоносных горизонтов под поверхностью и горячих источников на ней.

Рис. 2. Типичная ноахийская поверхность в области Земли Прометея (Promethei Terra). Главную роль в строении поверхности играют ударные кратеры — следы интенсивной метеоритной бомбардировки. Фрагмент глобальной фотомозаики, полученной тепловым спектрометром THEMIS (Thermal Emission Imaging System). Центр снимка находится на 52,32° ю. ш., 108,19° в. д.

Вулканизм, несомненно, действовал на древнем Марсе. Однако ударное кратерообразование явно преобладало, и эффект от него, по-видимому, был более весомым (рис. 2). Сохранившихся свидетельств проявления вулканической активности в ноахийское время мало. Все они представлены сравнительно небольшими и немногочисленными вулканическими постройками центрального типа.

К концу Ноахийского периода темп метеоритной бомбардировки снизился настолько, что уступил место другим геологическим процессам, например флювиальным (деятельности водных потоков). На южных материках Марса стали проявляться малые русла, которые свидетельствовали о существовании жидкой воды на поверхности, о ее течении и эрозионной деятельности. Системы малых русел Марса (рис. 3) напоминают земные речные системы. Следовательно, в ноахийское время на Марсе как минимум периодически действовал круговорот воды, включавший выпадение осадков в виде дождя или снега. Однако системы русел Марса не так сильно разветвлены и встречаются реже, чем на Земле, и, соответственно (если это не эффект плохой сохранности), марсианский круговорот воды был менее интенсивным, чем современный на Земле. Такое различие в морфологии современных речных систем на Земле и речных систем, сохранившихся с ноахийского времени на Марсе, может также свидетельствовать об относительно непродолжительном периоде существования жидкой воды на поверхности Красной планеты или о том, что в процессе последующих 4 млрд лет эволюции поверхность была переработана и часть русел потеряна. Тем не менее малые русла Марса могли бы служить транспортными системами, способствовавшими латеральному распространению марсианских экосистем, если такие существовали.

Рис. 3. Ноахийская поверхность в области Земли Киммерия (Cimmeria Terra), рассеченная многочисленными узкими и ветвящимися руслами, которые, возможно, сформированы стоком поверхностных вод. Малые русла сливаются в более крупные, они часто впадают в ударные кратеры. Стрелка в верхнем правом углу показывает устье такого русла. Фрагмент глобальной фотомозаики, полученной тепловым спектрометром THEMIS. Центр снимка находится на 9,65° ю. ш., 127,10° в. д. (а). Глобальная карта распространенности малых русел на Марсе (тонкие черные линии) на фоне топографической карты. Видно, что практически все они расположены в пределах южных материковых возвышенностей, а на северных низинах русел практически нет. Равноплощадная проекция Моллвейде (б)

Таким образом, в ноахийское время ранний Марс развивался по схожему с ранней Землей сценарию. На обеих планетах доминировал ударный процесс, обе характеризовались наличием круговорота воды и, возможно, плотной бескислородной атмосферой. Обе получали органический материал от столкновения с кометами и астероидами. Сходство ранней Земли и Марса ноахийской эпохи определяется также защитным воздействием магнитного поля и распространением вулканизма. И хотя доказательств зарождения жизни на Марсе в ноахийское время у нас нет, подобие марсианских и земных условий не исключает принципиальной возможности ее появления. Более того, условия на раннем Марсе могли быть более благоприятными. Например, из-за меньшего размера и гравитации соударения с крупными астероидами происходили на Марсе реже и с более низким стерилизующим эффектом [5].

Рис. 4. Типичная гесперийская поверхность в области плато Гесперия (Hesperia Planum). Главную роль в строении поверхности играют обширные лавовые равнины, которые затапливают более древние, ноахийские территории (вверху справа). Важным компонентом гесперийской местности в некоторых регионах служат крупные каналы истечения. Здесь это каналы Дао (Dao Vallis) и Нигер (Niger Vallis). В верхнем левом углу снимка виден вулкан Патера Адриатика (Hadriaca Patera). Фрагмент глобальной фотомозаики, полученной тепловым спектрометром THEMIS. Центр снимка находится на 32.56° ю. ш., 95.05° в. д.

Ноахийский период сменился Гесперийским, который продолжался примерно 500 млн лет (от 3,6 до 3,1 млрд лет назад). Главными геологическими процессами этого периода выступали вулканизм, специфическая флювиальная и ледниковая деятельность (рис. 4). Важно отметить, что на переходе к Гесперийскому периоду произошла глобальная климатическая перестройка. Практически прекратилось формирование малых русел и глин [6] — возможно, из-за прекращения глобального круговорота воды. Падение температур поверхности ниже 0°С, потеря магнитного поля и беспрепятственное облучение космическими лучами должны были привести к разрушительным для биосферы последствиям. Условия на поверхности вышли за пределы выживаемости, и микроорганизмы должны были или законсервироваться в мерзлых толщах, или «отжаться» в подмерзлотные водоносные горизонты.

Пространственно разобщенные, пригодные для жизни оазисы на поверхности могли сохраняться за счет геотермального подогрева в результате вулканической активности. Вулканизм в гесперийское время проявлялся главным образом при формировании обширных равнин, которые покрывали территории поперечником в многие сотни километров. Но в их пределах не наблюдаются крупные вулканические постройки, а те, что есть, несоизмеримы с размерами окружающих вулканических плато. Формирование лавовых равнин свидетельствует о рассеянном типе вулканизма, связанного с внедрением во вмещающие породы дайковых комплексов. Дайки — магматические тела, напоминающие стены. У них сравнительно небольшая толщина (от нескольких до десятков метров), высота может составлять сотни метров, а длина — достигать нескольких тысяч километров. Дайки, как длинные нити, связывают отдаленные регионы, а после внедрения создают вокруг себя области протаивания мерзлых пород. Однако малая толщина даек приводит к тому, что они сравнительно быстро остывают, а прогретые водоносные области вокруг исчезают. Другое дело — магматические камеры крупных марсианских вулканов, которые, возможно, начали формироваться еще в ноахийское время и продолжили свое развитие в Гесперийский период. Эти крупные тепловые очаги, вероятно, существовали на протяжении многих миллионов лет и поддерживали благоприятные условия для развития живых микроорганизмов.

Гесперийский период характеризовался мощной флювиальной активностью. Наиболее впечатляющие структуры, образованные текущей водой (так называемые каналы истечения), — это гигантские каньоны длиной в многие сотни километров, шириной в несколько сотен километров и глубиной 1–2 км. Их образование некоторые исследователи объясняют промерзанием коры Марса, которое привело к росту криогенного давления и в какой-то момент — к катастрофической разгрузке подмерзлотных водоносных горизонтов на экваторе, где мощность мерзлоты наименьшая [7, 8]. Крупнейшая система каналов истечения расположена в северном полушарии вокруг равнины Хриса, на границе южных материков и северных равнин. Быстрый сброс воды через эту систему в северные равнины, возможно, привел к формированию там крупного водо-грязевого резервуара, который обычно называют северным океаном Марса [7, 9, 10].

Источниками воды северного океана служили рассеянные водоносные горизонты под поверхностью, т.е. области, потенциально пригодные для существования микроорганизмов. Сам же океан (если условия на гесперийском Марсе напоминали современные) в качестве резервуара жидкой воды существовал недолго. Модели ограничивают время жизни крупных водных скоплений на Марсе несколькими десятками тысяч лет [11]. Таким образом, несмотря на значительный объем воды (многие миллионы кубических километров) время существования океана в масштабах марсианской истории ничтожно. Следовательно, нет оснований полагать, что микроорганизмы, попавшие в океан из питавших каналы подземных горизонтов, имели шанс эволюционировать до более сложных многоклеточных форм, таких как растения и животные. Скорее, после испарения и сублимации воды в атмосферу океан послужил «братской могилой» для этих гипотетических микроорганизмов. С прекращением эндогенной активности в вулканических оазисах, очевидно, прервалась и возможность биологической активности, а ее потенциальные продуценты также погибли или законсервировались в мерзлоте.

Рис. 5. Типичная амазонийская поверхность в области равнины Амазония (Amazonis Planitia). Главную роль в строении поверхности играют протяженные лавовые потоки, в слабой степени затронутые ударными кратерами. Фрагмент глобальной фотомозаики, полученной тепловым спектрометром THEMIS. Центр снимка находится на 17,19° с. ш., 156,59° з. д.

Последний период в геологической истории Марса — Амазонийский. Он начался с конца гесперийского времени и продолжается до сегодняшнего дня, т.е. примерно 3 млрд лет, или 67% всей истории Марса (рис. 5). В Амазонийский период количество и время существования оазисов жизни на и близ поверхности постепенно уменьшается вслед за ослабеванием эндогенной активности. К редким оазисам, существовавшим в тот период, можно отнести, например, северный склон патеры Альба, где обнаружены флювиальные формы, крупнейшие вулканы областей Фарсида и Элизий и площадные излияния лав, которые сформировали равнину Церберус [12]. Флювиальные образования на вулканах Олимп и Геката, связанные с гидротермальной деятельностью, датируются последними несколькими миллионами лет [13]. Вероятно, что некоторые вулканы Марса сохраняют свою активность и сегодня, а под замерзшей поверхностью продолжают существовать (по крайней мере локально) подмерзлотные водоносные горизонты, где могли бы обитать организмы-хемолитотрофы.

На протяжении 3 млрд лет Амазонийского периода климатические условия на поверхности периодически менялись, что было связано с вариациями наклона оси вращения Марса. В современном положении ее угол наклона составляет около 25° (примерно как и на Земле). Из-за этого полярные районы получают меньше тепла и на планете происходит смена сезонов года. Однако отсутствие у Марса такого крупного спутника, как земная Луна, приводит к нестабильности наклона оси. Числовые модели предсказывают, что наклон оси может достигать 82°, и тогда Марс словно «ложится на бок» [14]. В таком лежачем положении Солнце преимущественно греет только один из полюсов, а экваториальная зона, освещенная низким Солнцем, становится холодной. Происходит массовое перераспределение воды: она уходит в атмосферу из освещенного полюса и осаждается в виде льда в затененных областях. Такой перенос выразился в покровном оледенении южного полушария (ледниковые формы отмечены вплоть до 45° ю. ш.) и в горном оледенении экваториальной зоны, в частности вулканов области Фарсида [15]. По данным георадарных исследований, остаточные горно-долинные ледники на средних широтах южного полушария известны и на современном Марсе [16]. В остальном планета в течение Амазонийского периода представляла (и представляет) собой мерзлую и скучную в астробиологическом отношении пустыню с крайне суровыми условиями на поверхности и очень разреженной атмосферой. Последняя вместе с отсутствующим магнитным полем не препятствует стерилизующему действию космической радиации.

Подводя итог рассмотрению геологической истории Марса, следует сделать два важных в астробиологическом контексте вывода. Некоторое сходство условий на ранних Земле и Марсе дает потенциальную возможность зарождения жизни на Красной планете. Доказанное же наличие запасов воды на современном Марсе вместе с геологическими свидетельствами весьма недавней вулканической активности говорит о том, что жизнь вполне могла сохраниться в недрах планеты под мерзлотой, где условия не так уж сильно отличаются от условий в недрах Земли.

Итак, вывод первый: если жизнь, подобная земной, когда-то зародилась или была привнесена на Марс Ноахийского периода, то она, скорее всего, не могла не сохраниться в недрах планеты до наших дней. Второй вывод касается того, до каких форм марсианские организмы имели возможность эволюционировать. Если исходить из того, что наиболее древняя жизнь на Земле датируется примерно 3,7 млрд лет, получается, что ее зарождение произошло достаточно быстро и заняло не более 700 млн лет [17]. Примитивная жизнь смогла эволюционировать до первых ядерных организмов (эукариот) примерно за 2 млрд лет, и еще 1 млрд потребовался для появления первых многоклеточных организмов. Если учесть, что глобальная природная перестройка на Марсе произошла на рубеже Ноахийского и Гесперийского периодов, после чего длительное сохранение организмов оказалось возможным лишь в эконишах под поверхностью, можно сделать вывод, что жизнь на Марсе не могла развиться до сколько-нибудь совершенных форм. В порах и трещинах под поверхностью слишком мало пространства и слишком стабильные условия для эволюционного процесса. А значит, речь может идти лишь о поисках самых примитивных одноклеточных микроорганизмов, остатки которых в породах обнаружить крайне сложно, если вообще возможно.

Экониши современного Марса

Поверхность современного Марса — холодная и сухая пустыня. В условиях разреженной атмосферы и отсутствия магнитного поля она свободно стерилизуется радиационным воздействием космических лучей и непригодна для жизни. Однако на средних и высоких широтах уже с глубины нескольких десятков сантиметров залегает льдосодержащая мерзлота [18], в которой сосредоточены значительные запасы воды. Последуем девизу марсианской исследовательской программы НАСА „Follow the Water“ («Следуй за водой») и рассмотрим, какие потенциальные экониши скрываются под поверхностью планеты.

Северная и южная постоянные полярные шапки состоят изо льда воды. Они имеют диаметр 300–800 км при толщине 3–4 км (рис. 6). Возраст северной шапки по плотности ударных кратеров оценивается менее чем в 100 тыс. лет, южной — в 7–17 млн лет [19]. Среднегодовая температура поверхности равна −115°С. Наиболее близким земным аналогом служит антарктический ледник в районе станции «Восток», где среднегодовая температура поверхности составляет −56°С, минимальная температура воздуха достигает −89,2°С, а возраст льда на подошве оценивается примерно в 1 млн лет [20]. Лед здесь содержит жизнеспособные микроорганизмы в количестве от 10 до 100 клеток/мл, которые попали сюда в основном воздушным путем [21]. К факторам, благоприятствующим сохранению жизнеспособности клеток во льдах, следует отнести фоновую радиацию, уровень которой в них в несколько раз меньше, чем в мерзлых породах. Несмотря на это, наличие жизни в марсианских ледниках маловероятно, так как они сформировались из стерильного конденсата в позднеамазонийскую эпоху, когда жизнь на поверхности отсутствовала. Что касается подледниковых водоемов, подобных озеру Восток в Антарктиде, то, судя по модельным оценкам температуры в основании полярных шапок Марса, добиться плавления льда там можно только в случае его большой солености и низкой теплопроводности [22]. Это делает сомнительной саму возможность существования подобных водоемов на Марсе.

Рис. 6. Разрез Марса от северного к южному полюсу через кратер Езеро, демонстрирующий мерзлотно-гидрогеологическое строение и расположение современных экониш

Сухой реголит мощностью от нескольких сантиметров на периферии постоянных полярных шапок до сотен метров на экваторе покрывает практически всю поверхность Марса. Земным аналогом такого реголита служит сухой слой, перекрывающий льдонасыщенную мерзлоту в антарктических оазисах. В нем жизнь локализована в специфических местообитаниях внутри камней. Сообщества цианобактерий, зеленых водорослей и лишайников — так называемые криптоэндолиты — формируют здесь живые пленки в трещинах, в нескольких миллиметрах от поверхности (рис. 7). В них, с одной стороны, ослабевает воздействие УФ-излучения, а с другой, некоторые минералы (например, кварц) пропускают достаточно света для фотосинтеза. Кроме того, это более теплая и влажная экониша, так как камни сильно нагреваются в солнечные дни. Если в Антарктиде у организмов есть шанс приспособиться к условиям окружающей среды благодаря хоть и кратковременному, но появлению тепла и воды, то на Марсе наличие какой-нибудь жизни в сухом реголите, по-видимому, исключено из-за дефицита жидкой воды.

Рис. 7. Криптоэндолитная система — современная жизнь внутри камня в оазисе Холмы Ларсеманн, Восточная Антарктида. Фото А. В. Долгих

Подземные воды залегают под мерзлыми породами и, вероятно, характеризуются высокой соленостью и бескислородными условиями. Их земной аналог — глубинная биосфера, которая населена хемолитотрофами — микроорганизмами, использующими для получения энергии окислительно-восстановительные реакции с минералами горных пород. Это единственная экониша, где жизнь могла сохраняться на протяжении всей истории Марса, вне зависимости от изменений условий на поверхности. Однако большая глубина залегания делает пока подземные воды недоступными для исследования.

Криопэги — рассолы с отрицательной температурой — можно ожидать на Марсе как внутри мерзлоты, так и под ней. В качестве их земных аналогов рассматриваются арктические внутримерзлотные криопэги, в которых жизнеспособные галотолерантные психрофильные (т.е. нормально существующие и размножающиеся при высокой солености и низкой температуре) бактерии сохраняются с момента формирования изолированной линзы рассола около 100 тыс. лет назад [23]. Криопэги на Марсе также до сих пор недоступны для изучения, так как даже предельно концентрированный рассол с температурой замерзания −60°С может стабильно существовать там только на значительной глубине.

Льдосодержащий реголит. В полярных районах и на средних широтах Марса его верхняя граница находится на глубине менее 1 м, а нижняя может достигать глубин 4–6,5 км. В экваториальной зоне распространение льдосодержащего реголита возможно на глубинах от нескольких сотен метров до 2,5–3 км. На кровле мерзлых пород температура не превышает −75°С, с глубиной она возрастает. В качестве земных аналогов можно рассматривать антарктические мерзлые породы, которые содержат жизнеспособные клетки в количестве 10^5–6 клеток на 1 г сухой навески [24]. В Антарктиде мерзлые породы, из которых были выделены микроорганизмы, характеризуются среднегодовой температурой до −27°С и возрастом > 5 млн лет [24, 25].

Краткий обзор экологических ниш Марса показывает: если под мерзлотой существуют водоносные горизонты, то они представляют собой эконишу, где вероятность существования жизни наиболее высока, что объясняется наличием воды в жидкой фазе, тепла и газов. По сути, данная экосистема ничем не отличается от так называемой глубинной биосферы Земли. Наличие подповерхностных горизонтов с жидкой водой на Марсе, несмотря на значительное количество косвенных признаков, по сей день остается не общепризнанным фактом. Сейчас разрабатываются методы электромагнитного зондирования, которые позволят определить наличие или отсутствие жидкой воды под мерзлой оболочкой. Пока же значительная глубина залегания таких горизонтов делает их недоступными для прямых исследований. Тем не менее эта экониша играет ключевую роль в стратегии поисков жизни. Только в подмерзлотных водах на протяжении всей истории Марса, вне зависимости от радикально менявшихся условий на поверхности, поддерживались условия для существования жизни. Наиболее понятная стратегия ее поиска — исследование районов, где геологическая активность в последние миллионы лет могла бы выносить микроорганизмы из недр на поверхность с последующей криоконсервацией [26].

В качестве объектов исследований можно предложить приповерхностные отложения, генетически связанные с происходящими в последние несколько десятков миллионов лет вулканизмом и гидротермальной деятельностью. Это могут быть флювиальные и вулканические эффузивные отложения, прослои вулканического пепла в полярных шапках или, например, поступившая снизу и замерзшая близ поверхности вода в форме ледяного интрузивного тела — гидролакколита. Объекты должны быть локализованы на высоких широтах, где наличие мерзлоты и льда могло бы позволить марсианским микроорганизмам криоконсервироваться и сохраниться с момента попадания на поверхность до наших дней.

Экспедиция в кратер Езеро

Ударный кратер Езеро, выбранный в качестве района работы марсохода «Настойчивость», располагается на 18° с. ш. и 77° в. д. на склоне бассейна Изида — одного из крупнейших (диаметром около 1500 км) ударных бассейнов Марса. После образования бассейна на его валу сформировались зоны грабенов, которые в западной части носят название Нильских борозд, и крупная вулканическая равнина Большой Сырт. Эти масштабные геологические события происходили примерно 3,9–3,7 млрд лет назад [27, 28]. Далее кратерообразование продолжалось, и на западном внутреннем склоне вала среди прочих импактных структур образовался кратер Езеро поперечником около 45 км. Он отличается от всех других тем, что на западе имеет два впадающих в него русла и дельтовые отложения у их устьев [29, 30], а также одно выводное русло на востоке (рис. 8). Предполагается, что кратер Езеро на переходе от Ноахийского к Гесперийскому периоду представлял собой проточное озеро [28]. Лучше сохранена дельта западного русла, которая и будет главным объектом исследования марсохода. В дельте орбитальными спектрометрами были обнаружены глины и карбонаты — породы и минералы, образующиеся в присутствии воды. Их изучение имеет главный приоритет для исследований. Помимо собственно дельты запланированный маршрут проложат вверх по борту кратера, где марсоход вначале сможет изучить береговую линию бывшего озера (здесь выявлены спектры карбонатных отложений), а еще выше по склону предполагается наличие гидротерм, существование которых могло быть связано с остаточным теплом от ударного события. Гидрологическая активность в Езеро происходила примерно 3,8–3,5 млрд лет назад. Таким образом, район Изиды и кратер Езеро служат своеобразным окном на Марс ноахийского и начала гесперийского времени, в которое и должен заглянуть марсоход.

Рис. 8. Общий вид кратера Езеро. Белые стрелки отмечают входные русла, а черная — выходное. Черная рамка показывает положение изображения на соседнем рисунке. Фрагмент глобальной фотомозаики, полученной тепловым спектрометром THEMIS. Центр снимка находится на 18,44° с. ш., 77,69° в. д. (а). Западная дельта в кратере Езеро, которая сформировалась при отложении осадков из потока воды, впадавшей в кратере через западное русло. Фрагмент глобальной фотомозаики, полученной контекстной фотокамерой (СТХ). Центр снимка находится на 18,52° с. ш., 77,34° в. д. (б)

Один из ключевых вопросов, определяющий астробиологический потенциал глин и карбонатов дельты Езеро: сформировались ли они непосредственно в озере (in situ) или это материал, образованный ранее в пределах водосборного бассейна и переотложенный в озеро русловым потоком? Для того чтобы облегчить интерпретацию данных, которые получит марсоход при изучении дельты, рассмотрим на всем протяжении само родительское русло. Это позволит охарактеризовать области сноса обломочного материала и режимы его переноса и отложения.

Западное русло начинается примерно в 200 км к западу от кратера и примерно в 70 км от него пересекает сравнительно узкую (10–15 км) зону грабенов Нильских борозд. По обеим их сторонам морфология русла выглядит по-разному, что свидетельствует о неодинаковых режимах формирования русла. К востоку от Нильских борозд, в сторону кратера Езеро, оно представляет собой узкий (0,5–1 км) извилистый канал, образующий меандры глубиной в несколько десятков метров. Иногда он разветвляется, и некоторые его ветви в дальнейшем сливаются, а другие отмирают. Борта канала ровные, не имеющие заметных вариаций высоты. Притоков в восточной части у него нет (рис. 9).

Рис. 9. Общий вид местности, по которой протягивается западное входящее русло кратера Езеро (желтая пунктирная линия). Все русло делится тектонической зоной Нильских борозд на западный и восточный сегменты. Черными рамками показано положение снимков (б) и (в). Фрагмент глобальной фотомозаики, полученной тепловым спектрометром THEMIS. Центр снимка находится на 18,57° с. ш., 76,45° в. д. (а). Участок западной части русла (края отмечены пунктирной линией). Эта часть русла широкая, извилистая, но не меандрирующая, с многочисленными короткими и длинными притоками. Извилистые черные стрелки расположены вдоль тальвега главного русла. Центр снимка находится на 18,67° с. ш., 76,81° в. д. (б). Участок восточной части русла (края отмечены пунктирной линией). Эта часть русла узкая, извилистая, с меандрами. Центр снимка находится на 18,51° с. ш., 77,04° в. д. (в). Оба снимка (б) и (в) — фрагменты глобальной фотомозаики, полученной фотокамерой СТХ

К западу от борозд русло значительно шире (2–6 км), а его глубина изменяется от десятков до сотен метров. Само русло, хотя и извилистое, не меандрирует. Борта его западной части неровные, зазубренные, иногда в виде высоких уступов. В некоторых местах русло расширяется, и в расширениях встречаются одиночные крупные острова или группы мелких. Наиболее значимое отличие западной части от восточной заключается в присутствии там многочисленных притоков. Они встречаются по обеим сторонам русла и представляют собой относительно короткие (от нескольких километров до 10–15 км), широкие (несколько километров) и неглубокие (несколько десятков метров) долины с корытообразным поперечным профилем. Ни разу не отмечались в качестве притоков центрального русла глубоко врезанные долины клиновидной формы. Притоки иногда начинаются в циркоподобных депрессиях древних ударных кратеров окружающих возвышенностей, но чаще они не имеют выраженной области зарождения, а их плоское днище постепенно понижается в направлении центрального русла.

Топографическая конфигурация местности, на которой расположены западная и восточная части западного русла также существенно различается. Для восточной части региональный топографический фон — это в целом плоскость, слабо наклоненная на восток и юг. Хотя уклон к югу вполне заметен, он не оказывает влияния на общую ориентацию восточной части русла, извилистость которого зависит от местных вариаций рельефа.

Вся западная часть русла (≈130 км) расположена в тальвеге регионального трога, ширина которого в верхней части составляет примерно 60 км, а глубина — 100–200 м. В нижней части, возле Нильских борозд, ширина 20–30 км, глубина около 500 м. Притоки западной части русла распространяются вниз по склонам бортов трога.

Явно выраженные отличия морфологии и топографии западной и восточной частей русла отражают различия в условиях его формирования. Нижняя, восточная, часть, вероятно, представляет собой истинный флювиальный канал, который прорезан текущей водой. Верхняя, западная, скорее всего, имеет ледниковое происхождение. Она расположена топографически выше и формировалась раньше — за счет движения ледниковых масс, накопившихся в ноахийское-гесперийское время на возвышенных частях вала бассейна Изида. Ледники сдирали материал с поверхности вала, перемещали его вниз по склонам регионального трога в сторону центрального русла и в конечном счете переносили к структурной зоне Нильских борозд. Грабены здесь, вероятно, служили ловушками для ледников и принесенного ими материала.

Само существование восточной части русла свидетельствует о том, что борта ловушек прорывались в одном или нескольких местах накопившимся льдом или талыми водами. Морфология этой части свидетельствует в пользу модели формирования за счет прорыва талых вод, что согласуется с региональной топографией. Восточная часть русла практически всегда следует направлению наибольшего местного топографического градиента, что неизбежно для истечения жидкой воды из единичного точечного источника. Таким образом, восточная, флювиальная, часть русла, которая дренировала Нильские грабены, служила основным поставщиком материала для формирования дельты. Здесь нет притоков, а значит, можно конкретизировать, что материал дельты поступал при выработке самого руслового канала. Эта часть русла прорезает отложения, в которых орбитальными спектрометрами обнаружены карбонаты и особенно много глин. Отсюда напрашивается вывод, что глинистые и карбонатные минералы в дельте — продукт переотложения пород, размытых водным потоком при формировании восточной части русла. Такой вывод согласуется с общими представлениями о формировании дельт при вхождении водных потоков в стоячие водоемы, где частицы переносимого потоками вещества теряют свою кинетическую энергию и осаждаются на дне.

Глины и карбонаты в дельте — свидетели более ранней гидрологической активности, предшествующей образованию озера, и по ним судить о химических условиях в озере нельзя. Изучение дельты позволит лишь выявить физические параметры осадконакопления (скорость потока, темп осадконакопления, глубину озера и др.). Может ли марсоход найти какую-либо органику в дельте Езеро? На Земле глинистые отложения благодаря слоистой структуре и большой удельной поверхности зачастую содержат высокие концентрации рассеянного органического вещества, а из-за своей низкой проницаемости хорошо сохраняют и различимые глазу макроскопические остатки организмов. Следовательно, глинистые компоненты дельты можно считать потенциальным резервуаром, где могли накопиться и сохраниться гипотетические остатки марсианских организмов. Вопрос заключается в следующем: смогут ли исследователи их распознать?

В этом отношении можно лишь утверждать, что, в отличие от большей части поверхности Марса, где органика быстро бы окислялась и разлагалась фотохимическим путем, в дельте Езеро, которая, по некоторым оценкам, сформировалась всего за 90–550 лет [31], глины отлагались достаточно быстро, чтобы перекрыть, захватить и сохранить до наших дней следы организмов, если они населяли Езеро. Большой интерес представляет также разрез осадков, которые сформировались в более спокойных гидродинамических условиях и более полно отражают палеоклиматическую картину Марса в период существования озера. Они могут залегать стратиграфически ниже наносов дельты, но в ее пределах скрыты от исследований конусом выноса. В остальной же части кратера такие осадки перекрываются слоем ветровых наносов, пеплов и 10-метровым слоем лав, заполнивших Езеро примерно 3,45 млрд лет назад.

Рис. 10. Ископаемые остатки древнейшей жизни на Земле — строматолиты в архейских породах Анабарского щита в среднем течении р. Котуйкан. Фото В. И. Горшкова

Сведения о химическом составе озерной воды марсоход сможет получить при изучении зоны карбонатных полос, вытянутых вдоль стенки кратера западнее дельты. Считается, что эти породы маркируют максимальный уровень стояния воды в Езеро, и, в отличие от привнесенных дельтовых осадков, они формировались путем хемогенного осаждения на мелководье. Хемогенное образование карбонатов в прибрежной зоне озер и морей — распространенное явление на Земле. При этом земные прибрежные пресноводные и морские карбонаты зачастую насыщены текстурными и морфологическими признаками жизнедеятельности простейших микроорганизмов: цианобактериальными матами, строматолитами, биогермами и конкрециями микробиальной природы (рис. 10). Важно отметить, что эти палеонтологические свидетельства обнаруживаются на Земле, в том числе в древнейших докембрийских отложениях, которые датируются примерно 3,7 млрд лет [17], т.е. возрастом, сходным с временем существования озера в кратере Езеро.

***

В заключение еще раз перечислим фундаментальные вопросы, решению которых может поспособствовать изучение кратера Езеро. Во-первых, это причины и области действия химического выветривания на раннем Марсе. Сформировались ли глины Марса при преобразовании базальтов на поверхности в теплой и влажной атмосфере (как почвы на Земле) или они образовались гидротермальным путем глубоко под поверхностью? Изучение карбонатов в Езеро перекликается с решением так называемого карбонатного парадокса. Если Марс имел плотную и влажную атмосферу с углекислым газом, это должно было привести к обильному формированию карбонатов, но их обнаружено сравнительно мало, что плохо сочетается с моделью теплого и влажного Марса.

Во-вторых, тщательное изучение материала дельты позволит пролить свет на динамику ее формирования и, следовательно, на гидрологическую историю родительского русла. Такие данные чрезвычайно важны, чтобы оценить правдоподобие моделей формирования малых русел на Марсе, а значит, и его климат в далеком прошлом.

И наконец, самые интригующие вопросы связаны с прямыми поисками потенциальных обитателей озера. Содержат ли глины захороненную органику и есть ли в карбонатах текстурно-морфологические признаки жизни?

Как видим, изучение ранних этапов геологической истории Марса и поиск свидетельств ранней жизни — одна из важнейших и интереснейших задач науки о Марсе, которая во многом перекликается с изучением ранних этапов эволюции Земли и зарождением на ней биосферы. Но, говоря об астробиологии, уместно напомнить, что в 2020 г. исполнилось 50 лет с момента, когда была завершена миссия аппаратов «Викинг» — до сих пор единственных станций, оснащенных астробиологическими приборами. Не пора ли помимо палеонтологических исследований в экваториальной зоне задуматься и над проведением астробиологической экспедиции на более высокие широты для поиска современных форм жизни? В случае же успеха необходимо будет провести генетические и молекулярно-биологические ее исследования для обнаружения сходств и различий с жизнью земной. При подготовке подобной экспедиции будет полезен имеющийся в нашей стране опыт по реализации успешных проектов изучения мерзлоты Марса нейтронными спектрометрами и опыт исследования микробных сообществ древнейшей мерзлоты и подледникового озера Восток в Антарктиде.

Литература
1. Neukum G., Wise D. U. Mars: A standard crater curve and possible new time scale // Science. 1976; 194: 1381–1387.
2. Bradley R. S. The explosive volcanic eruption signal in Northern hemisphere continental temperature records // Climatic Change. 1988; 12: 221–243.
3. Schulte P., Alegret L., Arenillas I. et al. The Chicxulub Asteroid Impact and Mass Extinction at the Cretaceous-Paleogene Boundary // Science. 2010; 327: 1214–1218.
4. Newsom H. E., Hagerty J. J., Goff F. Mixed hydrothermal fluids and the origin of the Martian soil // Journ. Geophys. Res. 1999; 104(E4): 8717–8728.
5. Sleep N. H., Zahnle K. Refugia from asteroid impacts on early Mars and the early Earth // Journ. Geophys. Res. 1998; 103: 28529–28544.
6. Bibring J. P., Langevin Y., Gendrin A. B. et al. Mars surface diversity as revealed by the OMEGA / Mars Express observations // Science. 2005; 307: 1576–1581.
7. Clifford S. M., Parker T. J. The evolution of the Martian hydrosphere: Implications for the fate of primordial ocean and the current state of the northern plains // Icarus. 2001; 154: 40–79.
8. Andrews-Hanna J. C., Phillips R. J. Hydrological modeling of outflow channels and chaos regions on Mars // Journ. Geophys. Res. 2007; 112: E08001. DOI: 10.1029/2006JE002881.
9. Parker T. J., Saunders R. S., Schneeberger D. M. Transitional morphology in West Deuteronilus Mensae, Mars: Implication for modification of the Lowland / Upland boundary // Icarus. 1989; 82: 111–145.
10. Carr M. H., Head J. W. Mars: Formation and fate of a frozen Hesperian ocean // Icarus. 2019; 319: 433–443.
11. Kreslavsky M. A., Head J. W. Fate of outflow channel effluents in the northern lowlands of Mars: The Vastitas Borrealis Formation as a sublimation residue from frozen ponded bodies of water // Journ. Geophys. Res. 2002; 107(NE12): 5121. DOI: 10.1029/2001JE001831.
12. Berman D. C., Hartmann W. K. Recent fluvial, volcanic and tectonic activity on the Cerberus plains of Mars // Icarus; 2002; 159(1): 1–17.
13. Neukum G., Jaumann R., Hoffmann H. et al. Recent and episodic volcanic and glacial activity on Mars revealed by the High Resolution Stereo Camera // Nature. 2004; 432(7020): 971–979.
14. Laskar J. A., Correia C. M., Gastineau M. et al. Long term evolution and chaotic diffusion of the insolation quantities of Mars // Icarus. 2004; 170: 343–364.
15. Head J. W., Marchant D. R. Cold-based mountain glaciers on Mars: Western Arsia Mons // Geology. 2003; 31: 641–645.
16. Berman D., Chuang F., Smith I., Crown D. Ice-rich landforms of the southern mid-latitudes of Mars: A case study in Nereidum Montes // Icarus. 2021; 355: 114–170.
17. Nutman A. P., Bennett V. C., Friend C. R. L. et al. Rapid emergence of life shown by discovery of 3,700 million year old microbial structures // Nature. 2016; 537: 535–537.
18. Демидов Н. Э., Бойнтон У. В., Гиличинский Д. А. и др. Закономерности распределения воды в мерзлотных районах Марса по результатам совместного анализа данных прибора ХЕНД (Марс Одиссей) и МОЛА (Марс Глобал Сервейор) // Письма в Астрон. журн. 2008; 34(10): 1–13.
19. Herkenhoff K. E., Plaut J. J. Surface ages and resurfacing rates of the polar deposits on Mars // Icarus. 2000; 144: 243–253.
20. Демидов Н. Э., Лукин В. В. Антарктида как полигон для отработки пилотируемых экспедиций на Луну и Марс // Астрономический вестник. 2017; 51(2): 117–135.
21. Abyzov S. S. Microorganisms in the Antarctic Ice // Antarctic Microbiology. Friedmann E. I. (ed). New York, 1993.
22. Larsen J., Jensen D. Interior temperatures of the northern polar cap on Mars // Icarus. 2000; 144: 456–462.
23. Gilichinsky D., Rivkina E., Bakermans C. et al. Biodiversity of Cryopegs in Permafrost // FEMS Microbiology Ecology. 2005; 53(1): 117–128.
24. Gilichinsky D., Wilson G., Friedmann E. et al. Microbial populations in Antarctic permafrost: biodiversity, state, age, and implication for astrobiology // Astrobiology. 2007; 7: 275–311.
25. Goordial J., Davila A., Lacelle D. et al. Nearing the cold-arid limits of microbial life in permafrost // The ISME journal. 2016; 10(7): 1613–1624.
26. Демидов Н. Э., Гиличинский Д. А., Миронов В. А., Шмакова Л. А. Криобиосфера Земли и поиск жизни на Марсе // Криосфера Земли. 2012; 16(4): 67–82.
27. Frey H. V. Ages of very large impact basins on Mars: Implications for the late heavy bombardment in the inner solar system // Geophys. Res. Lett. 2008; 35: L13203. DOI: 10.1029/2008GL033515.
28. Ivanov M. A., Hiesinger H., Erkeling G. et al. Major episodes of geologic history of Isidis Planitia on Mars // Icarus. 2012; 218: 24–46.
29. Fassett C. I., Head J. W. Fluvial sedimentary deposits on Mars: Ancient deltas in a crater lake in the Nili Fossae region // Geophys. Res. Lett. 2005; 32: L14201. DOI: 10.1029/2005GL023456.
30. Goudge T. A., Mustard J. F., Head J. W. et al. Assessing the mineralogy of the watershed and fan deposits of the Jezero crater paleolake system, Mars // Journal of Geophysical Research Planets. 2015; 120: 775–808.
31. Salese F., Kleinhans M., Mangold N. et al. Estimated Minimum Life Span of the Jezero Fluvial Delta (Mars) // Astrobiology. 2020; 20(8): 977–993.