Ознакомительная версия. Доступно 22 страниц из 108
Марс
В отличие от Земли Марс сохранил большие блоки планетарной коры со времен до поздней тяжелой бомбардировки. На карте Марса четко выделяются два полушария – возвышенное южное, густо покрытое метеоритными кратерами, и низкое, гладкое северное. Перепад высот между ними составляет 4–6 км. По плотности кратеров очевидно, что поверхность южного полушария древнее 3,9 млрд лет, так как сохранила следы поздней тяжелой бомбардировки, а северное моложе этой отметки. Крупнейший из кратеров, дно которого получило название равнины Эллада, находится в высоких широтах южного полушария и достигает 1800 км в диаметре. Это самая низкая область поверхности Марса, на 8 км ниже среднего уровня. Измерения при помощи лазерного альтиметра зонда Mars Global Surveyor позволили найти едва различимые, вероятно, засыпанные осадками крупные кратеры в северном полушарии. Крупнейший из них, равнина Утопия, практически равен по размеру равнине Эллада. С учетом этих кратеров получается, что кора северного полушария не намного моложе южной (рис. 3.3).
Другие заметные детали рельефа Марса – две области гигантских вулканов, Фарсида (Tharsis в англоязычной литературе) и Элизиум. Плато Фарсида возвышается в районе экватора на 7–10 км выше среднего уровня поверхности Марса. Крупнейший из пяти вулканов этой области, Олимп, – самый большой вулкан во всей Солнечной системе. Его высота составляет 22 км от подножия до вершины, а диаметр основания – около 600 км. Склоны Олимпа сложены из слоев застывшей лавы, накопившейся в результате многих тысяч извержений. Возраст лежащих на поверхности лавовых потоков, измеренный по плотности кратеров, лежит в пределах от 115 до всего 2 млн лет, т. е. Олимп до сих пор сохраняет активность. Плато Элизиум лежит западнее, окружено низинами, и три его вулкана меньше, чем на Фарсиде. На склонах вулканов обнаружены провалы, ведущие в пещеры. Крупнейшие из провалов достигают 100 м в глубину и 250 м в ширину. Скорее всего, пещеры являются «лавовыми трубками», образованными при движении горячей жидкой лавы, окруженной внешними застывшими ее слоями (рис. 3.4).
Долины Маринера – система огромных каньонов, протянувшаяся на 4000 км на восток от плато Фарсида вдоль экватора. По происхождению это трещины растяжения коры, подобные Байкальскому и Восточно-Африканскому рифтам на Земле. Глубина долин Маринера достигает 10 км, ширина – до 300 км.
Полюса Марса покрыты полярными шапками. Летом шапки состоят из водяного льда с песком и пылью, зимой на них намерзает большое количество диоксида углерода из атмосферы. Весной возгонка углекислого газа из шапок может происходить в форме газово-пылевых гейзеров.
Возраст участков коры Марса оценивают по плотности кратеров. Геохронологическая шкала Марса делится на три периода: Нойский, Гесперийский и Амазонийский.
Нойский период охватывает время с 4,1 до 3,7 млрд лет назад, когда произошла поздняя метеоритная бомбардировка. В это время образовались равнина Эллада, плато Фарсида и долины Маринера.
Гесперийский период продолжался с 3,7 до примерно 3,0 млрд лет назад, и на это время пришлись эпизоды активного вулканизма и мощных кратковременных потоков воды, прорезавших каньоны по краям равнины Хриса и в других местах. В этот период начался рост вулкана Олимп.
Амазонийский период (примерно с 3 млрд лет назад и до современного периода) был временем затухания геологической активности и исчезновения жидкой воды с поверхности Марса. Основными геологическими процессами этого периода являются ветровая эрозия, перемещение пыли, формирование ветровых осадков и ледниковые процессы. Граница между Гесперийским и Амазонийским периодами достаточно приблизительна, и некоторые ученые сдвигают ее до времени 2,5–2 млрд лет назад (табл. 3.1).
На первый взгляд похоже, что северное полушарие аналогично земному океану, а южное – материку. Но кора Марса значительно толще, чем земная: около 25–30 км под северным полушарием и до 50 км – под южным. Ничего похожего на срединно-океанические хребты на Марсе не видно, и сейчас активной тектоники плит там быть не может. Земные материки сложены в основном гранитами, тогда как оба полушария Марса покрыты базальтами, подобно Луне и Венере. Признаки гранитоподобных пород на Марсе обнаружены лишь в отдельных местах – в центральных холмиках двух метеоритных кратеров на склонах низкого щитового вулкана Большой Сырт, в одной из двух кальдер этого вулкана, на склоне долины в земле Ксанте к северу от долин Маринера, в кратере Гейл и больше всего – на земле Ноя к западу от равнины Эллада, где выходы гранитов занимают сотни квадратных километров на дне многих больших кратеров (Wray et al., 2013).
Считается, что граниты Земли образовались в ходе многократного частичного плавления и застывания базальтовой лавы в присутствии воды, когда более легкая и легкоплавкая алюминий-силикатная фракция постепенно концентрировалась и выдавливалась наверх. Наибольшую роль в образовании гранитов на Земле играют зоны субдукции, где одна плита коры погружается под другую. Видимо, на Марсе не было достаточно активной тектоники плит для многократной переплавки коры и выделения гранитов, но какое-то количество гранитов образовалось при расслоении очень медленно остывающей лавы в крупных вулканах.
Все находки марсианских гранитов показывают, что сверху они покрыты другими породами, поэтому их удается найти лишь там, где они вскрыты водной эрозией (на земле Ксанте) или ударами метеоритов (в остальных местах). Так что гранитов на Марсе может быть гораздо больше по сравнению с тем количеством, которое обнаружено на сегодняшний день.
Ближайшим земным аналогом гигантских вулканов Фарсиды и Элизиума являются щитовые вулканы Гавайских островов. Крупнейший из них, Мауна Кеа, достигает 10 км в высоту (от подножия на океанском дне до вершины). Большинство вулканов Земли приурочены к границам литосферных плит и питаются продуктами расплавления погружающейся плиты, но Гавайи находятся посреди Тихоокеанской плиты и питаются из глубинного магматического очага. Движение плиты относительно мантии приводит к образованию цепочки вулканов, образующей дугу островов в океане, что и наблюдается на Гавайях. На Марсе подобных вулканических цепей нет, за исключением трех вулканов плато Фарсида – Арсия, Павонис и Аскрейская. Судя по окружающим Фарсиду трещинам и разломам, бо́льшая часть этого вулканического плато появилась уже 3,7 млрд лет назад, а последнее извержение Олимпа было 2 млн лет назад, практически в современную эпоху. Следовательно, за это время кора Марса не сдвинулась сколько-нибудь заметно относительно мантийного очага, что и позволило вулканам за миллиарды лет вырасти до невероятных на Земле размеров.
Ознакомительная версия. Доступно 22 страниц из 108
