Другие планеты Солнечной системы, расположенные от Солнца дальше, чем Земля, являются и более холодными. Обширная информация в настоящее время получена для Марса.
Марс находится в 1,5 раза дальше от Солнца, чем Земля. Это позволило исследователям еще до полетов автоматических станций считать его климатические условия более суровыми, чем на Земле. А. И. Лебединский и В. Д. Давыдов еще в 50-х годах предположили наличие отрицательных температур на поверхности Марса и возможное существование мерзлоты и оледенений. В. Д. Давыдовым была произведена теоретическая оценка глубины промерзания планеты. По его данным, мощность мерзлых пород на экваторе составляет 0,5 км, а на полюсах 2 км. По мнению многих исследователей, мерзлота считается одним из возможных источников существовавшей раньше воды на Марсе. Р. Лейтон, Б. Муррей, П. М. Фролов и Г. Н. Каттерфельд предполагали, что мерзлота образует сплошную зону между полюсами и 40-50° ю. и с. ш. В 1966 г. И. Я. Баранов теоретически рассмотрел возможные особенности планетарного развития мерзлоты Марса и подчеркнул, что состояние мерзлых или морозных пород должно определяться фактором равновесия мерзлоты с атмосферной влагой.
Американские и советские исследователи — Р. Шарп, Дж. Мак-Коли, Д. Андерсон, Д. Милтон, М. Карр и Г. Шабер, Т. Матч, Р. О. Кузьмин, К. П. Флоренский, А. Т. Базилевский и другие — в своих работах рассматривали условия существования мерзлоты на Марсе и ее рельефообразующее значение.
Планеты | Среднее расстояние от Солнца | в млн. км | в астрономических единицах
Меркурий | 58 | 0,4
Венера | 108 | 0,7
Земля | 150 | 1
Марс | 228 | 1,5
Юпитер | 778 | 5,2
Сатурн | 1426 | 10
Уран | 2869 | 19
Нептун | 4496 | 30
Плутон | 5929 | 40
При рассмотрении условий существования мерзлоты на любой планете встает вопрос о воде. На Земле вода выделялась и продолжает выделяться в настоящее время в процессе кристаллизации вещества мантии. В виде горячих растворов (гидротерм) и пара по трещинам она поднимается к поверхности. Часть ее вместе с другими летучими компонентами — азотом, кислородом, углекислым газом и другими — насыщает атмосферу. В современной атмосфере Земли воды в различном состоянии содержится до 2%, а углекислого газа 0,03%. В атмосфере же Марса, как указывалось выше, преобладает углекислый газ (95%), а водяных паров очень мало — доли процента.
Если предположить, что процесс кристаллизации вещества мантии Марса также сопровождался выделением летучих компонентов, то в атмосфере Марса, как и на Земле, воды когда-то могло быть значительно больше. Возможно, что вода улетучилась из-за низкого давления. В то же время существование отрицательных температур позволяет и по-другому подойти к этому вопросу. Выделяющаяся из недр Марса вода у поверхности должна замерзать. Образующийся слой мерзлых пород со льдом мог служить своего рода экраном, который задерживал поступающую из недр воду, и таким образом с течением времени могла формироваться мерзлотная зона Марса. Этим можно объяснить и высокое содержание углекислого газа в атмосфере Марса. Поскольку для перехода углекислого газа в твердое состояние требуется более низкая температура, чем для воды, то, поднимаясь снизу, он мог проникать через мерзлые породы; это привело к его избытку в атмосфере.
Представление о строении криолитосферы Марса основывается так же, как и для земной аналогичной зоны, на главных факторах — средней вековой температуре верхнего слоя пород, теплопроводности их в мерзлом состоянии и тепловом потоке недр. Вычисленные ранее теоретические значения среднегодовых температур Марса, дополненные прямыми измерениями, показали, что они изменяются в зависимости от широты от -29° С на экваторе до -93° С на северном полюсе и до -88° С на южном.
Разрезы верхних горизонтов криолитосферы Марса по меридиану (1-3). По Р. О. Кузьмину (1980 г.)
Величина теплового потока была рассчитана на основании анализа содержания радиоактивных элементов в поверхностных породах Марса. На основании этих данных Р. О. Кузьмин рассчитал мощность криолитосферы Марса, которая в несколько раз превышает максимальную мощность ее на Земле. Наибольшая мощность мерзлоты установлена на полюсах — 4,2 км, наименьшая — 1,2 км — в экваториальной зоне.
Так как значения отрицательных температур на поверхности и в верхней части коры Марса позволяют существовать углекислоте в жидком, твердом и газообразном состоянии, а также твердому продукту взаимодействия воды и углекислоты — газгидрату, отсюда следует, что строение криолитосферы и ее состав в зависимости от широты могут изменяться как по глубине, так и по простиранию. Р. О. Кузьмин считает, что в экваториальной области Марса и в средних широтах мерзлотная зона с поверхности состоит из водного льда, глубже сменяющегося газгидратом, жидкой углекислотой и снова газгидратом. В полярных районах в верхней части зона может состоять из сухого льда или твердой углекислоты, ниже сменяющейся жидкой углекислотой и газгидратом. Таким образом, криогенная оболочка Марса развита по всей его поверхности и имеет трехслойную структуру.