Геология Марса — наука, изучающая поверхность, кору и внутреннюю структуру Марса . Особое внимание уделяется составу, структуре, истории и физическим процессам, сформировавшим планету. Данная область науки аналогична земной геологии . В планетологии понятие геология подразумевает изучение твёрдой составляющей планет и их спутников. Данный термин включает аспекты геофизики , геохимии , минералогии , геодезии и картографии . Неологизм ареология , от греческого слова Arēs (Марс), иногда используют как синоним геологии Марса в научно-популярных источниках и в научной фантастике (например, в Марсианской трилогии Кима Стенли Робинсона ) , но профессиональными геологами и планетологами данный термин используется крайне редко .

Геологическая карта Марса (2014)

Внутренняя структура

Марс является планетой земного типа и состоит из каменистых пород с примесью железа . Как и в случае Земли, на раннем этапе эволюции произошло расслоение на железное ядро и силикатную мантию , затем образование коры толщиной в среднем 50 км. Радиус ядра составляет порядка половины радиуса всего Марса, однако точно не известен, как и его состояние .

Физическая география

Большая часть современных сведений о геологии Марса получена при исследовании форм рельефа , видимых на изображениях, получаемых космическими аппаратами. Ряд отдельных крупномасштабных структур на поверхности свидетельствует о различных типах геологических процессов, протекавших на планете в течение длительного времени. В данном разделе представлены несколько крупных физиографических областей Марса. При совместном рассмотрении данные области показывают, каким образом геологические процессы, включающие вулканическую и тектоническую активность, воздействие воды, льда и импактные события , формировали облик планеты на больших временных масштабах.

Дихотомия полушарий

Северное и южное полушария Марса существенно отличаются друг от друга по топографии и физической географии. Данная дихотомия является глобальной геологической особенностью планеты. Северная часть планеты представляет собой гигантскую впадину. Около трети поверхности планеты (в основном в северном полушарии) лежит на 3—6 км ниже по высоте, чем другие две трети. Такая разница высот на Земле проявляется в виде различия высот континентов и океанических котловин . Дихотомия также проявляется двумя другими способами: в виде различия плотности ударных кратеров и толщины коры в двух полушариях . Полушарие к югу от границы дихотомии испещрено кратерами; рельеф характерен для периода поздней тяжёлой бомбардировки . Низменности к северу от границы дихотомии обладают малым количеством крупных кратеров, являются гладкими и плоскими; ряд признаков показывает, что в данной области происходило длительное обновление поверхности с того момента, как сформировались южные возвышенности. Также у двух полушарий различна толщина коры. Топографические и геофизические данные о гравитации показывают, что максимальная толщина коры в области южных возвышенностей равна 58 км, а в области северных низменностей — около 32 км . Расположение границы дихотомии имеет различные широты, в зависимости от того, какое именно из трёх проявлений рассматривается.

Природа и возраст дихотомии полушарий до сих пор являются предметом обсуждений. Гипотезы о возникновении дихотомии делятся на две категории: в рамках первой дихотомия создаётся сверхкрупным импактным событием или несколькими событиями на ранней стадии истории планеты (экзогенные теории) , в рамках второй дихотомия создаётся истончением коры в северном полушарии вследствие конвекции в мантии, переворачивания слоёв или других химических и тепловых процессов внутри планеты (эндогенные теории) . В одной из эндогенных теорий предполагается ранний этап тектоники плит, создавший более тонкую кору на севере . Вне зависимости от механизма возникновения дихотомия считается крайне давним явлением. Новая теория, основанная на гипотезе гигантского южного полярного импактного события ( англ. Southern Polar Giant Impact ) и подтверждённая при открытии двенадцати явлений выравнивания , показывает, что экзогенные теории могут с большей вероятностью соответствовать действительности и что у Марса могло не быть значимой тектонической активности , способной влиять на дихотомию. Данные лазерного и радарного измерения высот с помощью космических аппаратов на орбите вокруг Марса показали наличие большого количества котловинообразных структур, до этого не различаемых на фотографических изображениях. Называемые квазикруговыми впадинами ( англ. quasi-circular depressions, QCDs ), данные особенности рельефа по всей видимости представляют ударные кратеры периода тяжёлой бомбардировки, покрытые в настоящее время налётом более молодых объектов. Исследование таких впадин показало, что лежащая под ними поверхность в северном полушарии по крайней мере такая же по возрасту, как наиболее старая часть выходящей на поверхность коры в области южных возвышенностей . Большой возраст дихотомии накладывает значительные ограничения на теории её возникновения .

Вулканические провинции Фарсида и Элизий

На границе дихотомии в западном полушарии Марса расположена крупная вулканически и тектонически активная провинция Фарсида . Данная протяжённая структура простирается на тысячи километров в диаметре и покрывает до 25 % поверхности планеты . Возвышаясь в среднем на 7—10 км над средним уровнем поверхности Марса, Фарсида включает области наибольшей высоты на планете и самые крупные вулканы в Солнечной системе. Три крупных вулкана — гора Аскрийская , гора Павлина и гора Арсия (известные как «горы Фарсида») — вытянуты с северо-востока на юго-запад. Обширная гора Альба занимает северную часть провинции. Крупный щитовой вулкан гора Олимп расположен в стороне от центрального возвышения на западном краю провинции. Исключительная массивность региона создаёт значительное напряжение в литосфере планеты. В результате возникают крупные трещины ( грабены , рифтовые долины ), радиально расходящиеся от Фарсиды .

Меньшая область вулканической активности расположена в тысяче километров от Фарсиды на нагорье Элизий . Вулканический комплекс Элизий имеет 2000 км в диаметре и насчитывает три крупных вулкана: гора Элизий , купол Гекаты и купол Альбор . Группа вулканов Элизия считается отличающейся от гор Фарсида, поскольку её вулканы содержат как лавовые, так и пирокластические горные породы .

Крупные ударные котловины

На Марсе существует несколько гигантских круговых котловин, образовавшихся вследствие импактных событий .
Наиболее крупной является равнина Эллада , находящаяся в южном полушарии. Данное образование является второй по размеру подтверждённой ударной структурой на планете, центр имеет координаты 64° в. д. и 40° ю. ш. Центральная часть имеет диаметр 1800 км и окружена широким кольцеобразным хребтом, состоящим из близко расположенных неправильных горных массивов, представляющих собой поднятые блоки старой коры . Древние вулканические структуры с низким рельефом (патеры) расположены в северо-восточной и юго-западной частях хребта. Дно котловины содержит сложную структуру из осадочных отложений, за длительный период времени подвергшихся эрозии и внутренним деформациям. Наименьшие высоты на планете находятся на равнине Эллада, причём ряд областей лежит на глубине ниже 8 км от среднего уровня .

Равнина Аргир и равнина Исиды также представляют собой две крупные структуры ударного происхождения.

• Равнина Аргир (диаметром 800 км) находится в области южных возвышенностей и окружена широким кольцом гор. Горы в южной части хребта, горы Харит могли подвергаться эрозии вследствие воздействия ледников .
• Равнина Исиды (около 1000 км в диаметре) находится на границе дихотомии около 87° в. д. Северо-восточная часть хребта вокруг равнины подвергалась эрозии и сейчас находится под слоем отложений, что придаёт границе равнины полукруглый вид. Северо-западный хребет характеризуется грабенами , расположенными по окружности к котловине.
• Равнина Утопия почти полностью покрыта слоем отложений с северных равнин. Граница равнины ясно различима только по данным о распределении высот.

Все крупные котловины на Марсе крайне старые, относятся к периоду поздней тяжёлой бомбардировки . Считается, что их возраст сопоставим с возрастом моря Дождей и моря Восточного на Луне.

Система каньонов на экваторе

Вблизи экватора в западном полушарии находится система глубоких связанных друг с другом каньонов и провалов, называемая долинами Маринера . Данная система каньонов простирается к востоку от провинции Фарсида более чем на 4 тысячи км, что составляет около четверти длины экватора планеты. Если представить такую систему каньонов на Земле, она бы простиралась на ширину Северной Америки . На некоторых участках каньоны достигают ширины 300 км и глубины 10 км. Несмотря на то, что долины Маринера часто сравнивают с земным Гранд-Каньоном , они имеют другое происхождение. Гранд-Каньон является результатом водной эрозии. Марсианские экваториальные каньоны имеют тектоническую природу. Долины Маринера можно сравнить с Восточно-Африканским рифтом . Каньоны представляют собой результат мощных механических напряжений в коре Марса, происходящих в основном от массивного основания Фарсиды .

Хаотический рельеф местности, каналы оттока

Местность у восточной оконечности долин Маринера плавно переходит в скопление низких округлых холмов, вероятно, сформировавшихся при коллапсе гористых поверхностей и образовании обширных заполненных валунами лощин . Называемые хаосами , данные области отмечают начала каналов оттока . Наличие вытянутых вдоль русла островов и других структур показывает, что каналы, скорее всего, были сформированы катастрофическими потоками воды из водоносных горизонтов или при таянии подповерхностного льда. Также данные структуры могли быть образованы потоками вулканической лавы, двигавшимися с Фарсиды . Каналы, включая долину Арес и Шалбатана, очень велики по земным масштабам. Например, поток, который мог сформировать долину Арес шириной 28 км, в десять тысяч раз должен превышать по объёму в секунду поток реки Миссисипи .

Ледяные шапки

Полярные ледяные шапки впервые наблюдал Христиан Гюйгенс в 1672 году . С 1960-х годов известно, что сезонные полярные шапки состоят из диоксида углерода (CO ₂ ), конденсирующегося из атмосферы при падении температуры ниже 148 K, точки замерзания CO ₂ , в течение зимнего времени на полюсе . На севере лёд CO ₂ почти полностью исчезает летом, оставляя слой водяного льда. На южном полюсе летом остаётся маленькая шапка льда CO ₂ .

Обе ледяные полярные шапки лежат на толстых слоях отложений льда и пыли. На севере отложения образуют плато высотой 3 км и диаметром 1000 км, называемое Северным плато. Аналогичное Южное плато лежит вблизи южного полюса. Оба плато часто рассматривают как синонимы полярных шапок, но постоянный слой льда (область с высоким альбедо на изображениях) составляет очень тонкий слой на поверхности отложений. Вероятно, составляющие плато слои представляют собой чередование пылевых и ледяных отложений, создаваемых переменами климата вследствие изменений параметров орбиты планеты. Полярные отложения являются одними из наиболее молодых геологических структур на Марсе.

Особенности альбедо

С Земли на Марсе сложно рассмотреть топографические особенности. Яркие области и тёмные регионы, видимые при помощи телескопа, являются деталями распределения альбедо . Яркие области цвета охры показывают расположение слоёв мелкой пыли на поверхности. Среди ярких областей (за исключением полярных шапок) видны равнина Эллада, провинция Фарсида и земля Аравия. Тёмно-серые участки показывают области, в которых ветер вымел пыль, оставив нижний слой тёмной каменистой породы. Тёмные участки лучше всего различимы в широкой полосе на от 0° до 40° ю. ш. Самый заметный тёмный участок, Большой Сырт, расположен в северном полушарии . Ацидалийская равнина также представляет собой тёмную область в северном полушарии. Третий тип областей, промежуточного цвета и альбедо, считается областями, содержащими вещество как из светлых, так и из тёмных областей .

Ударные кратеры

Ударные кратеры на Марсе впервые были идентифицированы при наблюдениях аппарата Маринер 4 в 1965 году . Ранние наблюдения показали, что марсианские кратеры существенно менее глубокие и более гладкие, чем лунные, что свидетельствует о более активной эрозии и интенсивном накоплении отложений на Марсе .

В остальном кратеры на Марсе напоминают кратеры на Луне. Оба типа кратеров являются результатом сверхскоростных ударов и демонстрируют последовательность морфологических типов при увеличении размеров. Марсианские кратеры диаметром менее 7 км называются простыми кратерами, они имеют форму чаши с острыми краями и обладают отношением глубины к диаметру около 1/5 Марсианские кратеры представляют более сложные структуры начиная с диаметров от 5 до 8 км. Сложные кратеры обладают центральными пиками (или группами пиков), относительно плоским дном и террасами или ползневыми структурами вдоль внутренних стен. Сложные кратеры являются менее глубокими относительно своей ширины, отношение глубины к диаметру варьируется от 1/5 при диаметрах около 7 км (переход от простого типа к сложному) до 1/30 при диаметре около 100 км. Другой переход от типа к типу происходит при диаметре кратера около 130 км: центральные пики превращаются в концентрические кольца холмов .

Марс обладает значительным разнообразием типов ударных кратеров по сравнению с другими планетами Солнечной системы . В частности, это объясняется наличием слоёв как каменистого, так и летучего вещества под поверхностью планеты, что создаёт разные типы кратеров даже при одинаковом размере. Атмосфера Марса также влияет на распределение выброшенного при ударе вещества и последующую эрозию. Более того, вулканическая и тектоническая активность Марса достаточно мала для сохранения древних кратеров, но достаточно велика для изменения крупных областей поверхности планеты, что приводит к наличию семейств кратеров существенно различного возраста. Были составлены каталоги, в которые вошли около 42 тысяч ударных кратеров диаметром более 5 км , а количество более мелких кратеров определить крайне сложно. Плотность распределения кратеров наиболее велика в южном полушарии к югу от границы дихотомии. Здесь расположено большинство крупных кратеров и котловин.

Морфология кратеров предоставляет информацию о физической структуре и составе поверхности и слоёв под поверхностью во время столкновения. Например, размер центрального пика в кратерах Марса больше, чем на Меркурии или Луне . Также центральные пики многих крупных кратеров имеют кратеры на вершинах. Такие кратеры редки на Луне, но распространены на Марсе и ледяных спутниках во внешней части Солнечной системы. Крупные центральные пики и обилие кратеров на них свидетельствуют о наличии льда под поверхностью во время столкновения . Севернее широты 30° форма старых кратеров является более округлой .

Наиболее заметным различием между кратерами на Марсе и других телах Солнечной системы является наличие областей истечений/выбросов. Многие кратеры на экваторе и в средних широтах Марса обладают такими структурами, которые, как считается, возникают при таянии льда под поверхностью планеты при столкновении с крупным телом. Жидкая вода в выброшенном веществе образует мутный поток, текущий вдоль поверхности, создавая структуры в форме лопастей .

• 
  Полученное HiRISE изображение простого кратера на юго-востоке горы Элизий.
• 
  Полученное THEMIS изображение сложного кратера с центральным пиком, имеющим кратер.
• 
  Кратер Юти, области выбросов имеют форму лопастей.
• 
  Полученное THEMIS изображение выброса рядом с 17-км кратером, имеющим координаты 21° ю.ш., 285° в.д.

Кратеры на Марсе часто классифицируют по типу выброса вещества. Кратеры с одним слоем обозначают как SLE ( англ. single-layer ejecta ). Также выделяют кратеры с двумя наложившимися друг на друга слоями ( англ. DLE, double-layer ejecta ) и несколькими слоями ( англ. MLE, multiple-layer ejecta ). Различие морфологии отражает различие состава (слои льда, камня или воды) под поверхностью планеты в момент удара .

Марсианские кратеры сильно различаются по сохранности, от совсем молодых до старых, подвергавшихся эрозии. Разрушающиеся кратеры запечатлевают вариации вулканической активности, флювиальных и эоловых отложений . Кратеры-пьедесталы являются ударными кратерами, выброс вещества из которых формирует платформу, возвышающуюся над окружающей местностью. Некоторые пьедесталы достигают сотен метров в высоту. Впервые такие кратеры наблюдались в 1972 году в рамках миссии Маринер-9 .

Геологическая история

В геологической история Марса принято выделять три периода .

• Нойский (назван в честь ): формирование наиболее старой сохранившейся до наших дней поверхности Марса, в частности, бассейна Эллада , плато Фарсида и долин Маринера . Продолжался в период 4,1 – 3,8 млрд лет назад. В эту эпоху поверхность была изрубцована многочисленными ударными кратерами и подвергалась эрозии .
• Гесперийский (в честь ): от 3,7 млрд лет назад до 2,5 – 3 млрд лет назад. Эта эпоха отмечена интенсивным вулканизмом.
• Амазонийский (названа в честь ): 2,5 – 3 млрд лет назад до наших дней. Все районы, образовавшиеся в эту эпоху, имеют очень мало метеоритных кратеров, но во всём остальном они полностью различаются. Постепенно затухают вулканические и эрозионные процессы. В этот период сформирована гора Олимп .

Вулканическая активность

Вулканические структуры и ландшафты занимают большую часть поверхности Марса. Наиболее выдающиеся вулканы находится в провинции Фарсида и на равнине Элизий. По мнению геологов, одной из причин, по которым вулканы на Марсе могут достигать крупных размеров, является довольно малое количество границ между тектоническими плитами по сравнению с Землёй . Лава из стационарной горячей точки может накапливаться в одном и том же месте в течение сотен миллионов лет.

17 октября 2012 года марсоход «Кьюриосити» выполнил первый рентгеновский дифракционный анализ марсианских пород. Результаты выявили наличие ряда минералов, включая полевые шпаты, пироксены и оливин; было выдвинуто предположение о том, что почва Марса аналогична выветренным базальтам вулканов на Гавайях . В июле 2015 года марсоход определил наличие тридимита в каменном образце из кратера Гейла .

Седиментология

Считается, что потоки воды могли существовать на Марсе в течение некоторых периодов его истории, особенно в древнюю эпоху . Некоторые потоки прорезали поверхность планеты, формируя системы долин и создавая отложения осадочных пород. Эти отложения перераспределяются в виде других структур, таких как конусы выноса , меандровые каналы, дельты рек, озёра . Процессы отложения и перераспределения пород ассоциированы с гравитацией. Вследствие воздействия гравитации, разной скорости течения и меняющегося потока ландшафты Марса формировались при различных условиях . Тем не менее, существуют другие варианты определения количества воды на Марсе в древности. Грунтовые воды участвовали в затвердевании эоловых отложений, а также в образовании и перемещении различных осадочных пород, включая глины, сульфаты и гематит .

При сухой поверхности планеты ветер играет существенную роль в изменении облика планеты. Движимые ветром песчаные структуры, такие как дюны, часто встречаются на поверхности современного Марса; марсоход «Оппортьюнити» обнаружил значительное количество . Вентифакты, такие как камень Джейк Матиевич , представляют другой тип эоловых элементов ландшафта на поверхности Марса .

На Марсе также присутствуют другие проявляения наносных структур, включая ледниковые отложения, горячие источники, отложения при перемещениях масс (особенно оползни ), криогенное вещество .

Грунтовые воды на Марсе

Некоторая группа учёных предположила, что часть слоёв на Марсе была создана при поднятии грунтовых вод на поверхность в ряд мест, включая внутренние области кратеров. В соответствии с данной теорией грунтовые воды с растворёнными минералами выходили на поверхность внутри и затем вокруг кратеров, способствуя формированию слоёв вещества (особенно сульфатов) и цементированию отложений. Данная гипотеза поддерживается моделью грунтовых вод и наличием сульфатов в ряде областей . Первоначально при исследовании вещества на поверхности Марса с помощью марсохода «Оппортьюнити» учёные обнаружили, что грунтовые воды неоднократно поднимались и способствовали накоплению отложений сульфатов . Позднее исследования с помощью установленных на борту Mars Reconnaissance Orbiter инструментов показали, что те же виды вещества присутствуют в крупной области, включая Аравию .

Интересные геологические особенности

Обвалы

19 февраля 2008 года изображения, полученные камерой HiRISE на Mars Reconnaissance Orbiter , показали эффектный обвал, состоящий из частиц льда, пыли и крупных блоков, упавших с уступа высотой около 700 м. Доказательствами обвала служат облака пыли, поднимавшиеся из области обвала .

• 
  Изображение обвала на Марсе, полученное 19 февраля 2008 года с помощью Mars Reconnaissance Orbiter.
• 
  Крупный план обвала.
• 
  Облака пыли поднимаются над областью обвала.
• 
  Масштаб изображения отражает величину обвала.

Возможные пещеры

Учёные NASA изучали изображения, полученные аппаратом « Марс Одиссей », и отметили семь структур, по всей вероятности являющихся пещерами, на сторонах вулкана Арсия . Ширина входа составляет от 100 до 250 метров; считается, что глубина достигает по крайней мере 73-96 м. См. изображения ниже: неформально пещеры называют (A) Дена, (B) Хлои, (C) Венди, (D) Энни, (E) Эбби (слева) и Никки, (F) Жанна. Поскольку свет не достигает дна большинства пещер, то, вероятно, их глубина превышает указанные выше оценки. Дно Дены наблюдалось, глубина равна примерно 130 м . Повторное исследование изображений привело к обнаружению новых «колодцев» .

• 
  Пещера на Марсе (Жанна), вид с Mars Reconnaissance Orbiter .
• 
  Полученное HiRISE изображение показывает освещённую восточную стену пещеры Жанна.
• 
  Пещеры на Марсе, снимок THEMIS.

Предполагалось, что исследователи Марса смогут использовать пещеры в качестве укрытий от микрометеороидов, ультрафиолетового излучения, вспышек на Солнце и частиц с высокой энергией .

Инвертированный рельеф

Некоторые области на Марсе имеют инвертированный рельеф: структуры, которые раньше были впадинами (русла потоков), поднялись над остальной поверхностью. Считается, что крупные камни откладывались в низменностях. Позднее ветровая эрозия унесла большую часть поверхностных слоёв, оставив более тяжёлые отложения. Другим способом создания инвертированного рельефа является течение потока лавы или вещества, отвердению которого способствуют растворённые в воде минералы. На Земле вещество, сцементированное кремнием, устойчиво ко всем видам эрозии. Примерами инвертированных каналов могут служить образования вблизи Грин-ривер, Юта. Инвертированный рельеф в виде потоков может свидетельствовать о наличии водных потоков на Марсе в прошлом . Инвертированный рельеф в виде каналов предполагает, что в момент их возникновения климат на Марсе был значительно более влажным.

В статье, опубликованной в январе 2010 года, группа учёных выдвинула идею поиска жизни в кратере Миямото, поскольку наличие инвертированных каналов и минералы свидетельствуют о наличии воды в прошлом .

Примеры инвертированных областей показаны ниже.

• 
  Инвертированные потоки, начинающиеся на вершине хребта. Изображение получено Mars Global Surveyor
• 
  Инвертированный канал с большим количеством ответвлений, область Большой Сирт.
• 
  Инвертированные каналы в кратере Антониади .
• 
  Инвертированный канал в кратере Миямото.

Примечания

Литература

• Трубицын В. П. Почему нет литосферных плит на Венере и Марсе? Почему возникли краевые моря на окраине Евразии и горы Ю. Америки? Почему Тихий океан в отличие от Атлантического несимметричен? // Наука и технология в России. 2003. № 6/7. C. 53-54.
• Трубицын В. П. Единая глобальная эволюционная тектоника Марса, Земли и Венеры и этапы тектонической эволюции континентов на Земле // Эволюция тектонических процессов в истории Земли: 37 Тектоническое совещ.: [Новосибирск. 10-13 фев. 2004 г.]: Доклады. Новосибирск: Изд-во СО РАН, 2004. С. 220—223.
• Carr, Michael. The surface of Mars (неопр.) . — Cambridge, UK: Cambridge University Press , 2006. — ISBN 0-521-87201-4 .
• Hartmann, William K. (англ.) . — New York: Workman, 2003. — ISBN 0-7611-2606-6 .

Ссылки

• ( USGS , 2014) ( / crop / full / ).
• ( USGS , 1978).