Основные особенности. Подобно поверхности Луны и Земли, поверхность Марса характеризуется четко выра.

Главная страница > Цитатник

Рельеф и геологическое строение Марса

Основные особенности. Подобно поверхности Луны и Земли, поверхность Марса характеризуется четко выраженной асимметрией. Если северное полушарие представлено пониженными равнинными поверхностями (более молодыми), находящимися на 1 - 3 км ниже нулевого уровня, то южное - сильно кратерированными возвышенностями (более древними), находящимися на 2 - 4 км выше нулевого уровня (рис. 2). Граница между этими полушариями в общем представляет собой окружность, наклоненную к экватору под углом 35°. Разновысотность уровней двух полушарий Марса и морфологические различия их поверхностей определили четко выраженную дихотомию планеты. Граница между этими макрообразованиями поверхности подчеркивается глобальным уступом (высотой около 2 км), разрушение которого эндогенными и экзогенными процессами и привело к формированию обширной (от 100 до 500 км) переходной зоны. С юга на север в этой зоне наблюдается смена морфологических особенностей рельефа от ненарушенных кратерированных возвышенностей через останцовые возвышенности, разделенные пересекающимися линейными участками равнин, к сглаженным равнинам, осложненным более мелкими, редко разбросанными платообразными останцами и холмами.

Рельеф и геологическое строение Марса

* Используемая в брошюре система марсианских названий в их русском написании взята из книги Г.А.Бурбы «Номенклатура деталей рельефа Марса» (М.: Наука, 1981). Западное полушарие Восточное полушарие Рис. Гипсометрическая карта Марса

Самые высокие районы Марса представлены двумя крупными возвышенностями, расположенными на стыке разновысотных уровней поверхности северного и южного полушарий. Это гигантская область плато Фарсида*, которое поднимается над окружающей поверхностью на 6 км и протягивается на 4000 км с севера на юг и на 3000 км с востока на запад. Главная особенность этой возвышенности - наличие трех гигантских вулканов с абсолютной высотой до 27 км и поперечником 300 - 400 км (горы Фарсида). На северо-западном крае возвышенности расположена крупнейшая вулканическая структура планеты - гора Олимп, высотой 27 км и диаметром основания 600 км. Вторая возвышенность, расположенная в области равнины Элизии, имеет поперечник 1500 км и поднимается над окружающими равнинами на 4 - 5 км. Так же, как и область Фарсида, район Элизии характеризуется крупными вулканическими структурами и лавовыми покровами.

Согласно результатам фотогеологического изучения Марса, проведенного американскими планетологами по снимкам с «Маринера-9» и «Викинга-1 и -2», многообразие марсианских ландшафтов может быть охарактеризовано 14 типами, соответствующими специфическим типам геологических формаций. Наиболее распространены в различной степени кратерированные равнинные местности и материковые возвышенности. Помимо них, на Марсе существуют вулканические сооружения и равнины, хаотические и холмистые, горные, «изъеденные» и бороздчатые местности, области каньонов и долин, полярные слоистые местности и т.п. Мы не будем рассказывать о каждом из этих типов, которые часто формировались под влиянием различных геологических процессов, а охарактеризуем главные марсианские образования по принципу их происхождения.

С запада и востока к области Фарсида примыкают два пониженных района с меридиональным простиранием. На западе - это равнина Амазония (5 - 35° с.ш., 150 - 170° з.д.), поверхность которой совпадает с нулевым уровнем планеты, а на востоке - резко выраженная депрессия, так называемый трог Xpиca, протянувшаяся более чем на 5000 км от северного края равнины Аргир (40° ю.ш., 35° з.д.) до Ацидалийской равнины (40° с.ш., 35° з.д.). Самые низкие участки этой депрессии расположены на 2 - 3 км ниже нулевого уровня. В приэкваториальной зоне Марса находится гигантская система рифтообразных депрессий, названная долинами Маринер. Эта система имеет субширотное простирание и рассекает восточное крыло плато Фарсида. Общая длина долин Маринер превышает 4000 км при максимальной ширине около 700 км и глубине до 7 км. В пределах сильно кратеризованных возвышенностей южного полушария расположены крупнейшие на планете круговые депрессии (поперечником около 1000 и 2000 км): равнина Аргир и равнина Эллада. Отдельные участки равнины Эллада лежат на 4 км ниже нулевого уровня планеты и на 6 - 7 км ниже поверхности окружающих возвышенностей. Максимальный перепад высот на планете достигает 30 км.

Самые крупные ударные структуры Марса - многокольцевые бассейны Эллада, Исида и Аргир - имеют диаметр 2000, 1100 и 900 км соответственно. Кроме того, на Марсе известно еще около 37 многокольцевых бассейнов меньших размеров. В отличие от Луны для Марса характерно отсутствие мелких кратеров размером менее нескольких десятков метров. Это объясняется не только большей активностью эрозионных процессов на поверхности, но и торможением мелких метеоритных тел марсианской атмосферой.

Ударные образования. На Марсе, как на Луне и Меркурии, широко распространены кратеры, образованные ударами о его поверхность метеоритов, астероидов и комет. Облик большей части южного полушария Марса определяют относительно крупные кратеры (диаметром более 15 км) и кольцевые кратерные бассейны, сформировавшие сильно кратерированные местности - аналоги лунных материков (рис. 3). Однако в отличие от них в кратерированных местностях Марса доля относительно ровной межкратерной поверхности заметно выше. Это связано с тем, что на ранних стадиях геологической истории Марса в пределах сильно кратерированных местностей были широко развиты равнинообразующие процессы. Рис. Сильно кратерированиая поверхность южного полушария Марса в районе долины Маадим. Фотомозаика снимков «Викинга-1»

Морфология ударных кратеров может дать некоторое понимание внешних условий на планете (как и физических свойств пород «мишени») во время кратерообразования. Так, например, для многих марсианских кратеров типично наличие центральной лунки. Это либо вершинный кратер на центральной горке, либо округлое углубление в центре кратера, окруженное кольцом невысоких горок (или без них). По мнению американского планетолога К. Вуда и его коллег, эти лунки возникли в результате экскавации подповерхностных пластов пород, обогащенных льдом. Быстрое плавление и испарение льда в момент кратерообразования и привело к формированию центральных лунок. Но, пожалуй, наиболее удивительным открытием во время орбитальной съемки марсианской поверхности оказалось обнаружение выбросов свежих кратеров диаметром от нескольких километров до 80 км. Эти выбросы представляют собой систему радиальных потоков флюидизированного материала с лопастевидными краями, морфология которых близка морфологии грязевых потоков и селей на Земле. Ширина таких выбросов колеблется от 1,5 до нескольких диаметров кратера, что заметно больше, чем ширина зоны сплошных выбросов из кратеров на Луне (0,6 - 0,7 диаметра) и Меркурии (0,4 - 0,5 диаметра). При этом у марсианских кратеров в пределах зоны таких выбросов наблюдаются следы обтекания материалом выбросов отдельных препятствий на пути их движения. Наиболее вероятной причиной «разжижения» материала кратерных выбросов на Марсе считается плавление льда, содержащегося в марсианских породах. Именно благодаря такой особенности марсианских кратеров оказалось возможным выявить строение верхних горизонтов мерзлой оболочки коры Марса - криолитосферы, о которой мы расскажем дальше.

В целом марсианские кратеры разрушены значительно сильнее, чем кратеры Луны и Меркурия. Однако при достаточно сильном проявлении процессов разрушения кратеров Марса среди них довольно много форм с хорошо сохранившимися элементами первоначального строения, что позволяет изучать специфику ударного процесса на этой планете.

О тектоническом строении Марса. Так же, как на Луне и Меркурии, на Марсе широко распространены элементы ударной тектоники, «заложенные» в период интенсивной метеоритной бомбардировки поверхности планеты (более 4 млрд. лет назад). В настоящее время они наиболее полно представлены в пределах сильно кратерированных материковых возвышенностей южного полушария Марса. Крупнейшие структуры ударной тектоники - уже упомянутые бассейны Эллада, Исида и Аргир, осложненные системой радиально-концентрических разломов. Особенно четко эта система прослеживается вокруг Аргиры, где она образует крупноблочный структурный рельеф горного обрамления в периферийной зоне бассейна. Менее крупные элементы ударной тектоники образуют систему трещин, которая «насыщает» верхнюю часть коры и проявляется на поверхности в виде полигональных контуров валов крупных кратеров (диаметром 20 км) и наследуется системами пересекающихся гряд, образованных в результате последующего интрузивного вулканизма по разломам ударной природы.

Совокупность всех наблюдаемых на Марсе ударных образований - своеобразная летопись кратерообразования на его поверхности от времен догеологических и до современного периода. При этом если на ранних стадиях планетной истории (более 4 млрд. лет назад) интенсивность ударных процессов была наибольшей, то в период 3,8 - 3,5 млрд. лет назад она резко сократилась и продолжала последовательно затухать, роль кратерообразования в формировании облика поверхности планеты стала второстепенной, а доминирующими процессами на поверхности стали тектоника, вулканизм и экзогенная активность.

Асимметрия полушарий планеты отвечает, вероятно, двум типам ее коры. Раздел между этими разновысотными уровнями прослеживается в виде планетарного уступа, протянувшегося на 2/3 окружности планеты. Эта граница подчеркивается системой разломов. В настоящее время еще нет достаточной ясности в понимании причин такого строения марсианской коры. Одно из возможных объяснений асимметрии Марса - проявление конвективных движений в мантии на ранних этапах геологической истории. Самыми впечатляющими тектоническими провинциями, которые усиливают асимметричность поверхности Марса, являются области Фарсида и Элизии.

В отличие от Луны и Меркурия на Марсе наблюдаются крупномасштабные проявления эндогенной тектоники, что значительно сближает эту планету с Землей. Наиболее активное развитие эндогенной тектоники на Марсе выразилось в асимметрии между северным и южным полушариями, в формировании обширных сводовых поднятий Фарсида и Элизии. В этих областях наиболее активно проявились главные особенности тектоники Марса, включающие системы гигантских грабенов и разломов (общая протяженность до 1000 км), гряд и линеаментов поднятия Фарсида, каньонов долин Маринер, провальных депрессий (хаотические местности) и связанных с ними крупнейших долин.

Структурные и стратиграфические особенности области свидетельствуют о том, что общее поднятие и заложение основной системы разломов произошли до того, как здесь проявился вулканизм. Общая ориентация структурных элементов Фарсиды, достигающих нескольких километров в ширину и сотен километров в длину, качественно согласуется с распределением напряжений, возникающих, как правило, при региональном куполообразовании, а наблюдаемые различия в ориентации грабенов указывают на длительную историю развития деформаций. В отличие от Земли, где из-за интенсивных экзогенных процессов тектонические разломы сильно нивелированы и отождествляются на поверхности лишь по структурным особенностям и в основном по косвенным признакам, на Марсе грабены и разломы обнажены поразительно резко и часто прослеживаются в своем первозданном морфологическом виде на многие сотни и тысячи километров.

Область Фарсида занимает около 1/4 поверхности Марса. Это гигантское сводовое поднятие возвышается над древними материковыми возвышенностями более чем на 5 км и осложнено крупнейшими вулканами, поднимающимися над центральной частью на 15 - 17 км. В пользу того, что область Фарсида образовалась в результате вертикальных тектонических движений, свидетельствуют следующие особенности: ярко выраженное высотное положение области и обширная радиально-концентрическая система грабенов и разломов, которые четко прослеживаются как по периферии области, так и (в виде окон) среди вулканических местностей центральной зоны (рис. 4). «Окна» представляют собой древнейшие участки этого плато. Рис. Типичная система грабенов и разломов - Керавнские борозды (слева) в области вулкано-тектонического поднятия Фарсида, вулканические купола Урана (вверху), Керавнский (внизу) и патера Урания (справа). Мозаика фотографий «Викинга-1»

Система разломов области Фарсида, к которой приурочены крупнейшие вулканы Марса, предпочтительно ориентирована с северо-востока на юго-запад, что, возможно, связано с наличием в пределах данной области глубинной ослабленной зоны коры.

Наиболее впечатляющие и крупнейшие системы грабенов (протяженностью до 1800 км) - борозды Кларитас и Тавмасия. Они имеют юго-восточное простирание, но местами образуют ветвистые системы разломов, а иногда соединяются в единый разлом. Эти две системы оконтуривают крупную грабеноподобную структуру шириной 75 - 100 км. Такая структура может быть аналогом протоструктуры долин Маринер в ее начальной стадии формирования.

Самой грандиозной линейной тектонической структурой Марса является гигантская рифтообразная система каньонов долин Маринер, протянувшаяся почти на 5000 км от 20° до 100° з.д., в широтном поясе между экватором и 15° ю.ш. По протяженности эту систему каньонов можно сравнить с земными рифтовыми долинами Восточной Африки, однако каньоны Марса значительно шире и глубже, чем их земные аналоги. Ширина марсианских каньонов достигает 100 км, а глубина - 5 км (местами до 7 км). Высота крутых уступов в бортах каньонов доходит до 2 км. Центральная часть системы каньонов - это огромный прямолинейный рифт, сформированный в результате раскола коры. К западу этот рифт переходит в широкую зону ветвистых трогов (Лабиринт Ночи), по всей видимости, представляющих собой систему пересекающихся широких грабенов, сходных по рисунку с «черепаховыми» структурами центральных областей куполообразных поднятий на Земле. В восточной части долин Маринер центральный рифт граничит с обширной областью хаотических местностей, откуда берут начало несколько крупнейших долин, протягивающихся далее на север и впадающих в бассейн Хриса.

С запада и востока поднятие Фарсида окаймлено двумя крупными депрессиями - депрессией Амазония и трогом Хриса, которые протягиваются на тысячи километров в меридиональном направлении. Максимальный перепад высот между центральной частью Фарсиды (Лабиринт Ночи) и самыми низкими поверхностями этих депрессий составляет 10 км (Амазоний - Фарсида) и 13 км (Хриса - Фарсида). Трог Хриса, кроме равнины Хриса, включает в себя хаотические местности и «вытекающие» из них крупные долины.

Вулканы Марса поражают своими масштабами. Горы Олимп, Арсия, Павлина и Аскрийская (область Фарсида) достигают в основании многих сотен километров. Самый крупный вулкан на Марсе - гора Олимп - имеет поперечник около 600 км и поднимается над своим основанием на 27 км. Почти по всему периметру основания этого вулкана прослеживается уступ высотой в несколько километров, что отличает этот вулкан от других марсианских вулканов.

Вулканические образования. Для Марса характерны крупные вулканические сооружения типа щитовых вулканов, вулканических куполов и провальных кальдер, что заметно отличает его от Луны и Меркурия. В то же время, так же как на Земле, Луне и Меркурии, на Марсе не менее широко развит площадной вулканизм.

Поверхность склонов щитовых вулканов Марса буквально изборождена радиальными системами лавовых потоков, каналов и гряд шириной в несколько километров и длиной в сотни километров. Морфология лавовых потоков вокруг вулканов области Фарсида указывает на низкие значения вязкости этих лав, что характерно для лав основного состава. Рассчитанные значения расхода лав, истекающих из марсианских вулканов (на примере горы Арсия), составляют 3,5·1011 см3/с, а оценки вязкости лав дают значения от 3 - 5 до 60 пуаз. Эти значения вязкости ниже, чем для лав лунных морей, и гораздо ниже, чем для земных лав. Поэтому в условиях меньшей силы тяжести на Марсе такие «жидкие» лавы обычно обладают способностью «растекаться» на более дальние расстояния.

На Земле самый крупный щитовой вулкан - Мауна Лоа на Гавайских островах - имеет поперечник у основания до 200 км и высоту 9 км над дном океана. Таким образом, объем крупнейшего земного вулкана составляет всего около 10% объема горы Олимп. Вулканические горы Арсия, Павлина и Аскрийская несколько меньше Олимпа, но значительно больше Мауна Лоа.

Эоловые образования. Марс - это поистине царство Эола. На его поверхности обнаружены многочисленные признаки ветровой деятельности, выразившейся в формировании значительных по площади областей эоловой аккумуляции и дефляции. Эоловая аккумуляция на Марсе - это многочисленные дюны, обширные районы эоловых покровов и своеобразные эолово-гляциальные образования - слоистые отложения вокруг северной полярной шапки, характеристика которых более подробно будет дана дальше.

Кроме гигантских щитовых вулканов, на поверхности Марса есть и более скромные по размерам, но гораздо более многочисленные вулканические структуры - вулканические купола (см. рис. 4). Большая их часть расположена в области Фарсида. Как правило, их высота не превышает 8 км, а вершина часто осложнена многоярусными депрессиями типа кальдер. Самый крупный вулканический купол на Марсе находится в области Элизии - это купол Гекаты с поперечником около 200 км. Другие купола имеют поперечник в десятки километров. В отличие от крупных щитовых вулканов они характеризуются большей плотностью ударных кратеров на их поверхности и большей величиной отношения диаметра кальдеры к поперечнику купола. Это позволяет предположить, что по крайней мере часть куполов в области Фарсида представляет собой остатки более древних и крупных вулканических сооружений, которые были частично погребены под более поздними лавами. Данные о плотности кратеров на склонах крупнейших вулканов Марса предположительно указывают на очень молодой возраст данных структур: Олимп - (3 - 0,7)·108, Арсия - (4 - 0,7) ·108, Аскрийская - (4 - 0,4)·108 и Павлина - (3 - 0,9)·108 лет.

Как показали снимки северной полярной области Марса, полярная шапка здесь окружена темным поясом эоловых «морей», представленных мегадюнами (аналогом являются мегадюны Сахары и Аравийского полуострова), поперечными дюнами и барханами, у части которых один край (рог) вытянут. Кроме того, на собственно ледяных поверхностях полярной шапки обнаружены уплощенные дюны с высоким альбедо. Они могут состоять преимущественно из снега с примесью пыли. Земной аналог этих дюн - снежно-песчаные дюны, распространенные в оазисах Антарктиды (Земля Виктории). Микроформы эоловой аккумуляции обнаружены на панорамных снимках в местах посадок «Викинг-1, -2» (см. рис. 1). Эти формы представлены песчаными дюнами с субпараллельными извилистыми гребнями (от нескольких метров до десятков сантиметров в поперечнике) и формами типа знаков ряби (поперечник - десятки сантиметров). Мощность таких дюнных полей на Марсе десятки - сотни метров.

Формы эоловой аккумуляции, наблюдаемые на орбитальных снимках «Маринера-9» и «Викинга-1, -2», представлены большим разнообразием дюнных образований - барханоподобных, продольных, поперечных и диагональных дюн размером от сотен метров до 10 км. Поля этих дюн на снимках высокого разрешения (30 - 100 м) наблюдаются на всех широтах. Они, как правило, приурочены к днищам крупных кратеров и каньонов и к равнинам (рис.5). Например, в областях северных равнин (Аркадия и Утопия) на обширных пространствах в сотни квадратных километров наблюдаются образования, которые идентифицируются как дюнные формы. Крупные поля эоловой аккумуляции обнаружены в западной части области Фарсида (вблизи патеры Библиды, 2° с.ш., 124° з.д.). Они занимают по площади до 100 000 км2 и состоят из ориентированных с востока на запад продольных дюн с симметричными склонами. Самые крупные из них имеют среднюю длину около 8 км, ширину 0,5 км при средней длине волны 1,4 км. Наблюдается определенное сходство этих дюнных полей с земными песчаными «морями» Восточной Сахары, Аравийского полуострова и центральных пустынь Австралии. Эоловые поля площадью в сотни квадратных километров (состоящие из дюн и барханоподобных форм) встречаются на днище долин Маринер. Рис. Формы эоловой аккумуляции в виде дюнного поля на дне кратера Проктор в южном полушарии Марса. Фото «Маринера-9»

Таким образом, эоловые ландшафты распространены повсеместно на поверхностях различных геологических провинций Марса. Их мощность колеблется от нескольких метров в экваториальном районе до сотен метров в редних и полярных широтах. Однако в отдельных районах экваториальной зоны (на днищах каньонов и крупных кратеров) эти отложения могут быть более значительными по мощности. Увеличение площадей распространения и мощностей эоловых покровов в направлении к полярным областям Марса свидетельствует о существовании сезонной меридиональной циркуляции атмосферы, в результате которой продукты ветровой эрозии выносятся из экваториального пояса планеты к полюсам.

Формы ветровой эрозии (дефляции) часто встречаются на Марсе в виде сильно «препарированных» кратерных форм и поверхностей материковых возвышенностей. Дефляционные поверхности часто представляют собой «гравированные» поверхности с линейными структурами или мелкоячеистыми образованиями. На снимках высокого разрешения (до 30 м) видно, что кратерный рельеф древней материковой возвышенности иногда эродирован почти до основания.

Крупнейшие долины (Мангала и Арес) имеют близкое сходство с долинными формами Земли, образованными в результате катастрофического стока больших масс воды. Происхождение их связывают с прорывом на поверхность воды из-за таяния подземных льдов в результате эндогенного разогрева. Многочисленные системы долин между Лунным плато и равниной Хриса (15° с.ш., 55° з.д.) и к югу от плато Солнца (43° ю.ш., 88° з.д.) также могли быть образованы за счет таяния подземного льда. Беря начало в этих районах, они спускаются в обширную депрессию равнины Хриса (рис. 6) и на более низкие уровни к югу от плато Солнца. Абсолютный возраст марсианских долин (оцененный по данным кратерной плотности) - от 3 до 0,1 млрд. лет. Этот возраст характеризует как время возникновения, так и длительность формирования долин. Рис. Древние русла долины Маджа и Моми, «дренирующие» поверхность между возвышенностью Лунное плато и депрессией равнины Хриса. Фото «Викинга-1»

Флювиальные образования. На Марсе обнаружены разнообразные типы долин, имеющие большое морфологическое сходство с долинами земных рек и свидетельствующие в пользу того, что когда-то, в геологическом прошлом, на поверхности планеты происходила флювиальная деятельность. Развитие одних долин, вероятно, связано с таянием мерзлоты, генезис других менее очевиден. К первому типу флювиальных образований отно-сятся крупнейшие долины эрозионного типа (Мангала, Маадим, Арес, Нергал и Касэй) - изолированные образования длиной 1000 - 2000 км и шириной от 100 - 150 до 20 - 50 км, не связанные с другими долинами и друг с другом (хотя все они находятся главным образом в древнейших сильно кратерированных местностях экваториальной и приэкваториальной зон). Мелкие дендритовидные и склоновые овражно-бороздчатые формы, длиной менее 150 км и шириной от 1 до 10 км, также имеют локальный характер распространения. Такая особенность распределения долин может быть объяснена тем, что источники воды находились скорее в верхних слоях коры планеты, чем в атмосфере. Недаром крупнейшие долины Марса берут начало из обширных депрессий .провального типа с хаотичным рельефом.

Мерзлотные образования. Большинство обнаруженных признаков проявления мерзлоты в рельефе Марса - результат нарушения криогенных толщ эндогенными и экзогенными процессами на разных этапах его геологической истории. Результаты геологического исследования Марса, проведенного по космическим снимкам, показывают, что начиная с ранних периодов (примерно 3,5 млрд. лет назад), наряду с интенсивной вулканической активностью лик планеты формировали и потоки воды. При извержении вулканов мерзлота временно разрушалась в различных районах планеты и вода эпизодически высвобождалась из криолитосферы на поверхность. А это, в свою очередь, приводило к развитию водной эрозии, следы которой прекрасно сохранились до настоящего времени в виде крупных и мелких долин и русел. Можно считать, что мерзлота на Марсе как планетарное явление сформировалась на ранних этапах его теологической истории. Об этом свидетельствуют не только постоянные полярные шапки, но и многие формы рельефа, подобные тем, которые формируются в зонах мерзлоты на Земле.

Многочисленные извилистые борозды приурочены к древним кратерированным возвышенностям в приэкваториальных районах Марса. Ширина отдельных борозд обычно колеблется от 1 до 10 км, а длина от 50 до 100 км. Для извилистых борозд очень характерно наличие многочисленных «притоков» в их верховьях. Как правило, извилистые борозды «стекают» по радиусам с внешних склонов крупных древних кратеров и отдельных возвышенностей. По размерам и морфологическим чертам эти образования имеют близкое сходство с долинами земных рек. Верховья извилистых борозд иногда образуют такую частую сеть «притоков», что напоминаютдренажные системы на предгорных возвышенностях в аридных районах Земли. «Притоки» наблюдаются у более крупных долин, например в верховьях долины Нергал, где они образуют дендритовидную систему. Так как эти формы не проявляют заметной связи с вулканическими или мерзлотными образованиями, некоторые исследователи склонны считать их результатом дождевой эрозии в прошлые эпохи. Однако тот факт, что в межкратерном пространстве обнаруживаются черты площадного вулканизма, говорит скорее о том, что эти долинные формы не столько результат дождей, сколько локального таяния льда, содержащегося в мерзлых породах древней коры Марса.

Многочисленные ветвящиеся долины распространены главным образом от 30° с.ш. до 40° ю.ш. в пределах древнейших участков планеты - на возвышенностях, покрытых огромным количеством кратеров. Образование некоторых из таких долин, по-видимому, было связано с неоднократной «разгрузкой» подмерзлотных вод при ко•лебаниях нижней границы мерзлых пород, вызванных изменениями температуры криолитосферы в результате многовековых колебаний климата. Кроме того, проявление водной эрозии в этой зоне было вызвано воздействием лавовых излияний и интрузий на мерзлые толщи.

Для экваториальной зоны Марса характерны образования, связанные с крупномасштабным процессом разрушения криогенных толщ, - провально-просадочные формы рельефа, из которых берут начало крупнейшие на планете долины речного типа. В этой же зоне в пределах гигантских каньонов планеты - долин Маринер - широко распространены крупные оползни и подобные оврагам долины. Их возникновение скорее всего связано с разрушением мерзлых пород в бортах каньонов и вскрытием горизонтов подмерзлотных вод.

Наиболее выраженный зональный характер распространения имеют криогенные склоновые образования - обширные подсклоновые шлейфы протяженностью в десятки километров. Распространение этих форм рельефа строго ограничивается двумя широтными зонами: 30 - 50° с.ш. и 30 - 60° ю.ш. Изучение космических снимков этих районов убеждает нас в том, что в пределах указанных широт мерзлые породы залегают близко к поверхности. Поэтому, когда они «вскрываются» в стенках уступов, начинается интенсивное развитие криогенных склоновых процессов. Полигональные формы мерзлотного микрорельефа, обнаруженные в месте посадки «Викинга-2» (47° с.ш.), также подтверждают близость залегания мерзлых пород в этом районе к поверхности. Такого же рода структуры, широко распространенные на северных равнинах и около северной полярной шапки, имеют поразительное сходство с мерзлотными полигонами на Земле. Большой размер полигонов (до 20 км) можно объяснить разрушением более мелких и развитием крупных, что часто происходит в районах распространения мерзлоты на Земле.

В области от 30° ю.ш. до 47° с.ш. в отдельных районах обнаружены округлые котловины, подобные широко распространенным в Якутии, где они носят название аласов. Однако в отличие от Земли на Марсе аласоподобные котловины должны образовываться не за счет вытаивания подземных льдов, а в результате их испарения.

Таким образом, полярные образования Марса представляют собой вместилище значительных запасов водяного льда. Количество H2O в остаточных полярных шапках Марса ~ 1021 г, что на много порядков больше, чем в атмосфере. О широком развитии мерзлоты на Марсе свидетельствуют также описанные выше особенности морфологии выбросов из свежих марсианских кратеров. Часто эти выбросы очень похожи на земные селевые и солифлюкционные потоки, хотя их размеры значительно крупнее земных.

В полярных областях Марса распространены мощные слоистые отложения. На «дальних» космических снимках они выглядят как вихреобразные образования, которые на крупномасштабных снимках разрешаются в систему уступов, террас и депрессий иногда причудливой формы (рис. 7). Отложения представляют собой слои льда, смешанного с тонкозернистым и лессоподобным материалом, слагающие остаточные полярные шапки планеты (мощность последних оценивается в несколько километров). Судя по температурному режиму полярных областей, в формировании остаточных («вечных») полярных шапок главную роль играет лед Н2О. Инфракрасное картирование поверхности Марса показало, что в летний период температура северной полярной шапки не опускается ниже -70 °С. Это исключает возможность устойчивого существования (в этот период года) на шапках льда CO Северная остаточная шапка Марса в настоящее время гораздо крупнее (около 1000 км в поперечнике) своего южного аналога (около 300 км), поскольку южное полушарие в летний период находится в перигелии, т. е. заметно ближе к Солнцу. Рис. Общий вид северной полярной шапки Марса, сложенной слоистыми отложениями из льда и пыли. Фото «Маринера-9»

В итоге можно утверждать, что на Марсе, как и на Земле, действует фактор географической зональности, определивший главные особенности проявления мерзлоты в рельефе планеты. Особенности распределения криогенных образований служат убедительным свидетельством общепланетарного распространения мерзлоты на Марсе.

Взаимодействие лавовых излияний с мерзлыми породами на обширных площадях северных равнин Марса (в широтной зоне от 30 до 70° с.ш.) привело к интенсивному формированию термоэрозионных и термокарстовых образований в форме многочисленных столовых гор и гряд, так называемых слепых долин, котловин и бугристых поверхностей.

Хлеб и космос.

Ориентация человека в космическом пространстве.

ЭКИПАЖ ФОРМИРУЮТ ПСИХОЛОГИ.

Где начинается космос.

Спускаемый аппарат корабля «Союз».

ГАГАРИН Юрий Алексеевич.

Первый шаг в небо.

ВМЕСТО ПРЕДИСЛОВИЯ.

Караваны ракет.

Главная страница > Цитатник