Планета Марс - Виталий Бронштэн

выдвинутая английским геологом А.Холмсом и разработанная амери-канскими геологами Р.Дитцем и Г.Хессом "глобальная тектоника плит", суть которой заключается в следующем (рис. 20): земная кора (литосфера) состоит из нескольких гигантских плит протяженностью в тысячи километров, разделенных трещинными разломами, проходящими вдоль осей океанических хребтов, в так называемых рифтовых зонах (один из таких хребтов проходит по средней линии Атлантического океана). Как установлено непосредственными исследованиями, океаническая кора-весьма молодая (около 100 млн. лет). Кроме того, наблюдения свидетельствуют, что Европа и Америка отдаляются друг от друга со скоростью

величина рассчитана теоретически на основании средней ллотности и модели внутреннего строения планеты). Для плотности материков Марса Хартманн принял значение 2,9 е/см^-несколько большее, чем для Земли, ввиду меньшей концентрации вещества к центру планеты. Из гипсометрической кривой для Марса можно получить величину hc=3 км (как для Земли). По величине he и значениям плотностей получается общая толщина коры Марса hc-}-hr==20 км с возможными пределами от 15 до 33 км. Таким образом, кора Марса, по схеме Хартманна, тоньше земной и лунной коры (толщина последней по сейсмографическим данным равна 65 км). Близкие результаты независимо от Хартманна получил советский геолог В. Б. Нейман.

Для понимания дальнейшего необходимо напомнить, что мы еще не имеем общепринятой точки зрения на глобальную тектонику нашей Земли. За последние 15 лет все более широкое распространение получает

4 см/гол. Возрождая старую гипотезу дрейфа материков, авторы глобальной тектоники плит утверждают, что в области океанических хребтов поднимаются вверх новые участки литосферы, что приводит к раздвиганию плит в стороны от зон поднятия. Встречаясь со старыми блоками материковой коры в районе островных дуг, расположенных вдоль границ материков, расходящиеся плиты уходят под материковую кору, погружаясь обратно в мантию. Места, где это происходит, называются зонами поддвигания. Все движения плит происходят на размягченной верхней части мантии-астеносфере-слое, имеющем пониженную плотность. Источником энергии служат конвективные движения в мантии.

Гипотеза глобальной тектоники плит получила подтверждение со стороны палеомагнитных данных. Последние показывают, что ориентировка магнитных меридианов в древние эпохи на разных материках была

различной, что как будто свидетельствует о смещении, дрейфе материков. Однако эта концепция встречает ряд трудностей, главным образом геологического характера. Вокруг нее продолжаются острые дискуссии как в нашей стране, так и за рубежом *). Поэтому изучение данных по геологии Марса может сыграть известную роль в проверке и этой гипотезы.

Марсианская кора, особенно в районе Тарсис, показывает ясные признаки поднятия, вызванного движениями мантии. Эти поднятия сопровождаются уничтожением древних кратеров, образованием разломов и систем грабенов, подобных каньону Копрат, тянущемуся на 4000 км, и проявляются в интенсивном вулканизме. По мнению У.Хартманна, это указывает на текущую или недавнюю активность мантии планеты, достаточную для возмущения ее коры, объясняющую ее дифференциацию (наличие двух типов пород: темных и светлых) и образование материковых блоков, но недостаточную для создания развитого дрейфа материков или складкообразующего столкновения плит, как это имеет место на Земле.

Действительно, как отмечают американские специалисты Р. Шарп и М. Кэрр, на Марсе не удалось обнаружить никаких характерных признаков зон поддвигания или признаков расширения плит коры. В частности, вулканы Марса аналогичны земным внутриплитовым вулканам, аналоги же вулканов земных зон поддвигания отсутствуют.

Можно считать, заключает У. Хартманн, что Марс в геологическом отношении занимает промежуточное положение между Луной и Землей. На Луне мы не наблюдаем ни поднятий коры, ни признаков столкновений плит; на Марсе поднятия коры наблюдаются, а столкновения плит-нет; наконец, на Земле происходят и те и доугие процессы.

Проявления вулканизма на Марсе были подробно изучены М. Кэрром. На Марсе есть два класса вулканических образований: покрытые редкими кратерами

*) См. X а и н В. Е., Происходит ли научная революция в геологии? "Природа", N 1, 1970; Артюшков Е. ВД Что приводит в движение земную кору? "Природа", N 10, 1973; ГородницХкий А. М , С орохти н О. Г., Ушаков С. А., Дрейф континентов и современные представления об эволюции Земли, "Земля и Вселенная", N 5,1974.

равнины, напоминающие лунные моря, и круглые образования, к которым относятся щитовидные вулканы, купола и кратеры*). Вулканические образования распределены по поверхности планеты неравномерно, будучи сосредоточены почти полностью в одном полушарии-на территории северного "океана". Щитовидные вулканы Марса (см. рис. 13) больше их земных прототипов, поскольку марсианская кора неподвижна по отношению к мантии, что оставляет больше времени на рост щитов. Анализ крупномасштабных снимков поверхности Марса показывает, что вулканическая активность имела место на протяжении всей доступной дешифровке истории планеты.

Попытка проследить историю развития марсианского рельефа на основании анализа снимков "Маринеров" была предпринята советским геологом Ю. А. Ходаком II чехословацким планетологом К. Бенешем. Последний выделяет четыре основные системы, отражающие последовательность эволюции поверхности планеты: доэлладскую, элладскую, амазонскую и олимпийскую. В схеме Ю. А. Ходака-девять периодов развития Марса;

1) древнейший, с формированием древних кратеров;

2) элладский кряжистый, или мезогейский, сопровождавшийся образованием кряжей и кратерных площадей;

3) элладский выровненный, или аргирский, с образованием опущенных талассоидов; 4) девкалионский, с образованием несколько приподнятых кратерных площадей: 5) эритрейский, с образованием опущенных кратерных площадей с кряжами и расселинами; 6) атлантидский, с обр^зэзанием линейных депрессий типа "каналов"; 7) олимпийский, с образованием приподнятого массива; 8) неоолимпнйский, с образованием вулканических структур; 9) новейший**).

*) Щитовидные вулканы образуются в результате поступления снизу, )1з астеносферы, легкой базальтовой лавы, растекающейся в стороны и сознающей подобие щита. Эти вулканы имеют малые углы склонов (около 10°), в отличие от насыпных конусов типа Везувия. Типичный представитель щитовидных вулканов - Мауна Лоа на Гавайях. Купола округлые поднятия, обычно вершины складок земной коры. Нередко на куполах образуются вулканы.

**) Названия периодов образованы от русских наименований основных деталей альбедо (гемных и светлых пятен) Марса: Эллада (Hellas), Мезогея (Mesogaea), Аргир (Argyre), Страна Девкалиона (Deucalionis Regio), Эритрейское Море (Маге Erythraeum), Атлантида (Atlantis), Олимпийские Снега (Nix Olynipica).

Еще в 1959 г. советский планетолог Г. Н. Каттерфельд высказал гипотезу, что марсианские "каналы"- это в основном разломы, подобные глубинным разломам Земли. В 1973 г. Г. В. Чарушин и Г. Н. Каттерфельд произвели статистический анализ распределения "каналов" Марса и разломов Земли по направлениям и изменения их частоты по площадям. Им удалось выявить много общего в этих распределениях для Марса и Земли и сделать вывод о том, что фотографии "Маринеров" подтверждают разломную гипотезу,

Но произведенное уже в 1975 г. американскими астрономами К. Саганом и П. Фоксом детальное исследование связи сети "каналов" Ловелла с реальными структурами рельефа и деталями альбедо Марса (т. е. с границами материков и морей) показало, что только меньшая доля классических "каналов" связана с разломами (типа Копрата), горными хребтами, цепочками кратеров и другими образованиями. В их числе оказались, между прочим, и все те каналы, которые выходили на фотографиях. Большая же часть классических "каналов" все-таки оказалась оптической иллюзией. И гипотеза 3 (см. стр. 28) снова заняла доминирующее положение, сильно потеснив гипотезы 26 и 2в.

Пусть читатель, однако, не огорчается этим обстоятельством. На смену "каналам" Скиапарелли и Ловелла пришли другие каналы (без кавычек)-вполне реальные образования, поставившие перед учеными ряд трудных, но интересных проблем. О них будет рассказано в следующем разделе.

Большое исследование распределения марсианских кратеров по размерам в различных областях планеты выполнил У. Хартманн. Число малых кратеров на единицу площади даже в густо покрытых кратерами районах меньше, чем на Фобосе и Деймосе. Это позволило оценить скорость эрозии, разрушающей малые кратеры на Марсе и отсутствующей на его спутниках, а заодно оценить возраст различных кратерных площадей. Согласно этим оценкам, вулканический район Тарсис не старше 300 млн. лет, тогда как древние кратерные области южного полушария насчитывают возраст 3-4 млрд. лет. Самые крупные щитовидные вулканы в Озере Феникса и Олимпийских Снегах существуют не более