8 years назад
Нету коментариев

Прогресс в развитии космической техники позволил в настоящее время вплотную подойти к изучению отдельных планет Солнечной системы. Сейчас собран обширный материал по изучению Луны, Марса, Венеры, Меркурия, Юпитера. Сравнение этих данных с материалами по строению Земли способствовало развитию нового научного направления — сравнительной планетологии. Что дает сравнительная планетология для дальнейшего изучения геологии нашей планеты?

Во-первых, методы сравнительной планетологии позволяют лучше понять процессы формирования первичной коры Земли, ее состава, разных стадий развития, процессов образования океанов, возникновения линейных поясов, рифтов, вулканизма и т. п. Эти данные дают возможность также выявить новые закономерности в размещении месторождений полезных ископаемых.

Во-вторых, появилась возможность создать тектонические карты Луны, Марса и Меркурия. Сравнительно-планетологический метод показал, что у планет земной группы имеется много сходного. Было установлено, что все они имеют ядро, мантию и кору. Все эти планеты характеризуются глобальной асимметрией в распределении континентальной и океанической коры. В литосфере этих планет и у Луны обнаружены системы разломов, отчетливо видны трещины растяжения, приведшие к образованию на Земле, Марсе и Венере рифтовых систем (рис. 20). Только на Земле и Меркурии пока установлены структуры сжатия. Лишь на нашей планете выделяются складчатые пояса, гигантские сдвиги и шарьяжи. В дальнейшем предстоит выяснить причину различия в строении коры Земли и других планет, определить, связано ли это с внутренней энергией или обусловлено чем-то другим.

Рифтовые структуры

Рифтовые структуры

Сравнительно-планетологический анализ показал, что в литосфере планет земной группы можно выделить континентальные, океанические области и области переходные. Мощность коры на Земле, Луне, Марсе и других планетах земной группы по расчетам геофизиков не превышает 50 км (рис. 21).

Схема, иллюстрирующая строение и мощность консолидированной коры Земли, Марса и Луны

Схема, иллюстрирующая строение и мощность консолидированной коры Земли, Марса и Луны

Обнаружение древних вулканов на Марсе и современного вулканизма на спутнике Юпитера Ио показало общность процессов образования литосферы и ее последующих преобразований; оказались похожими даже формы вулканических аппаратов.

Изучение метеоритных кратеров Луны, Марса и Меркурия привлекло внимание к поискам подобных образований на.Земле. Сейчас выявлены десятки древних метеоритных кратеров — астроблем — диаметром до 100 км. Если о подобных лунных кратерах долго шла дискуссия по поводу их вулканического или метеоритного происхдждения, то после обнаружения аналогичных кратеров на спутниках Марса Фобосе и Деймосе предпочтение отдается метеоритной гипотезе.

Сравнительно-планетологический метод имеет большое практическое значение для геологии. Проникая в поиске ископаемых все глубже в недра Земли, геологи все теснее сталкиваются с проблемами образования начальной коры. При этом намечается связь рудных месторождений со строением кольцевых структур. Уже есть гипотеза, что первичный кольцевой рисунок земной коры, возникший почти 4 млрд. лет назад, мог определять неравномерность процессов тепломассопереноса из недр к поверхностным слоям земной коры. А это, несомненно, должно влиять на распределение магматических пород, рудных месторождений, на формирование залежей нефти и газа. В этом заключается одна из причин «космизации» геологии, стремлении к изучению геологии других планетных тел и совершенствованию на основе его представлений о строении Земли, ее происхождении и развитии.

Сравнительно-планетологический метод, как уже отмечалось, позволил составить первые тектонические карты Луны, Марса, Меркурия (рис. 22).

Тектонические карты планет земной группы и Луны

Тектонические карты планет земной группы и Луны

В последние годы в Лаборатории космической геологии Московского университета была составлена первая тектоническая карта Марса в масштабе 1:20 000 000. При ее построении авторы столкнулись с неожиданным: грандиозными вулканами, гигантскими расколами коры, обширными полями песчаных дюн, четкой асимметрией в строении южного и северного полушарий планеты, отчетливыми следами извилистых русел древних долин, обширными лавовыми полями, огромным количеством кольцевых структур. Однако самые важные сведения о составе пород, к сожалению, пока отсутствовали. Поэтому о том, какие лавы изливались из жерл марсианских вулканов и как устроены недра этой планеты, пока можно лишь предполагать.

Принято считать, что Марс возник примерно 4,6—5 млрд, лет назад, одновременно с другими планетами Солнечной системы, в процессе уплотнения протопланетного облака. В результате дифференциации вещества выделялись ядро, мантия и первичная марсианская кора. Ядро Марса, вероятно, меньше земного, поскольку меньше и общая плотность планеты. Состав первичной коры был, по-видимому, анортозитово-габбровым (т. е. из магматических пород основного состава), как и на Луне.

Первичная марсианская кора может быть обнаружена в тех местах каждого полушария, которые буквально испещрены кратерами. Эти кратеры, имеющие такой же облик, как кольцевые структуры Луны и Меркурия, возникли, по мнению большинства исследователей, в результате ударов метеоритов. На Луне основная часть кратеров образовалась около 4 млрд. лет назад в связи с так называемой «тяжелой бомбардировкой» из метеоритного роя, окружавшего формировавшееся планетное тело.

Одна из характерных черт поверхности Марса — четкое деление на северное (океаническое) и южное (континентальное) полушария, связанное с тектонической ассимметрией планеты. Эта асимметрия возникла, по-видимому, в результате первичной неоднородности состава Марса, типичной для всех планет земной группы.

Континентальное южное полушарие Марса возвышается над, средним уровнем этой планеты на 3—5 км (рис. 23). В гравитационном поле марсианских континентов преобладают отрицательные аномалии, которые могут быть вызваны утолщением коры и ее пониженной плотностью. В строении континентальных областей выделяется ядро, внутренние и краевые части. Ядра обычно выступают в виде приподнятых массивов обилием кратеров. На таких массивах преобладают кратеры самого древнего возраста, которые плохо сохранились и нечетко выражены на снимках.

Детальный снимок поверхности Марса

Детальный снимок поверхности Марса

Внутренние части по сравнению с ядрами .континентов меньше «насыщены» кратерами, причем среди них преобладают кратеры более молодого возраста. Краевые части континентов представляют собой пологие уступы,” растянутые на сотни километров. Местами вдоль краевых уступов отмечаются ступенчатые сбросы.

Разломы и трещины в континентальных областях Марса ориентированы преимущественно в северо-восточном и северо-западном направлениях. На космических снимках эти линии выражены не очень отчетливо, что свидетельствует об их древности, большинство разломов имеет протяженность в несколько десятков километров, но местами они группируются в линеаменты значительной протяженности. Отчетливо проявленная ориентировка таких линеаментов под углом 45° к меридиану позволяет связывать их образование с влиянием вращающих сил. Вероятно, линеаменты могли возникнуть еще на стадии формирования первичной коры. Следует отметить, что линеаменты Марса сходны с планетарной трещинова-тостью земной коры.

Формирование континентов Марса продолжалось длительное время. А завершился этот процесс, вероятно, около 4 млрд. лет назад. В отдельных местах планеты встречаются загадочные образования, напоминающие сухие русла рек (рис. 24).

Поверхность Марса

Поверхность Марса

Все северное (океаническое) полушарие Марса представляет собой обширную равнину, называемую Великой Северной равниной. Она лежит на 1—2 км ниже среднего уровня планеты.

По полученным данным, на равнинах преобладают положительные аномалии гравитационного поля. Это позволяет говорить о существовании здесь более плотной и тонкой коры, чем в континентальных областях. Число кратеров в северном полушарии невелико, причем преобладают кратеры небольшие, с хорошей степенью сохранности. Обычно это самые молодые кратеры. Следовательно, северные равнины в целом значительно моложе континентальных областей. Судя по обилию кратеров, возраст поверхности равнин составляет 1—2 млрд. лет, т.е. формирование равнин происходило позднее образования континентов.

Обширные площади равнин покрыты лавами базальтового состава. В этом нас убеждают хорошо различимые на космических снимках извилистые уступы на границах лавовых покровов, а местами сами лавовые потоки и вулканические сооружения. Таким образом, предположение о широком распространении на поверхности марсианских равнин эоловых (т. е. перенесенных ветром) отложений не подтвердилось.

Равнины полушария делятся на древние, отличающиеся на снимках более темным или неоднородным тоном, и молодые — светлые, на снимках относительно ровные, с редкими кратерами. В приполярных районах базальтовые равнины перекрыты слоистыми осадочными породами толщиной в несколько километров. Происхождение этих толщ предположительно ледниково-ветровое. Впадины планетарного порядка, подобные марсианским равнинам, принято именовать океаническими областями. Конечно, этот термин, Перенесенный из земной тектоники на структуру Луны и Марса, вероятно, не совсем удачен, но он отражает глобальные тектонические закономерности, общие для этих планет.

Грандиозные тектонические процессы, приведшие к возникновению океанических впадин северного полушария, не могли не отразиться на структуре ранее сформировавшегося полушария. Особенно значительным изменениям подверглись его краевые части. Здесь возникли обширные краевые плато неправильной формы со сглаженным рельефом, образующие как бы ступени на краю континентов. Количество кратеров, покрывающих краевые плато, меньше, чем на континентах, и больше, чем на океанических равнинах.

Краевые плато в большинстве случаев выделяются на поверхности Марса наиболее темной окраской. При телескопических наблюдениях их сравнивали с лунными «морями». Вероятно, здесь невелика iтолщина тонкого обломочного материала реголита, покрывающего лунные «моря» и кору выветривания, а цвет поверхности в значительной степени определяют подстилающие базальты темной окраски. Можно предположить, что формирование краевых вулканических плато совпало с начальными этапами образования океанических впадин. Поэтому определение возраста таких участков поможет оценить время перехода от континентальной к океанической, стадии в истории литосферы Марса.

Помимо океанических равнин на картах Марса резко выделяются круговые впадины Аргир и Эллада с поперечниками соответственно 1000 и 2000 км.

На плоском дне этих впадин, которое на 3—4 км ниже среднего уровня Марса, видны лишь отдельные молодые кратеры небольших размеров и хорошей сохранности. Впадины заполнены эоловыми отложениями. На гравитационной карте этим впадинам соответствуют резкие положительные аномалии.

По периферии впадин возвышаются горные поднятия шириной 200—300 км с расчлененным рельефом, которые принято называть «Кордильерами», примыкающими к круговым морям. Образование этих поднятий на всех планетах связано с формированием круговых понижений в рельефе.

Круговые впадины и «Кордильеры» сопровождаются радиально-концентрическими разломами. Впадины ограничены резкими кольцевыми уступами высотой 1—4 км, что позволяет предположить их разломную природу. Местами дуговые разломы видны в «кор-дидьерах». По периферии круговых впадин намечаются радиальные разломы, хотя и выраженные не очень отчетливо.

Вопрос о происхождении впадин Аргир и Эллада пока не решен однозначно. С одной стороны, они напоминают гигантские кратеры, которые могли образоваться при ударе метеоритов астериодных размеров. В этом случае остаточные массы метеоритных тел, скрытые под базальтовым покровом и песчаными наносами, могут служить источником значительных положительных аномалий силы тяжести, а расположенные над ними структуры называются талассоидами (т. е. подобные океаническим впадинам).

С другой стороны, сходство гравитационных характеристик и рельефа позволяет предполагать, что впадины Аргир и Эллада образовались в результате эволюции планет, обусловленной дифференциацией веществ в недрах.

Если на Луне после формирования базальтового «океана» и «морей» тектоническая деятельность стала ослабевать, то на Марсе широко представлены относительно молодые деформации и вулканизм. Они привели к значительной перестройке древних структур. Среди этих новообразований наиболее резко выделяется гигантское сводовое поднятие Фарсида, имеющее округлые очертания. Поперечник поднятия равен 5—6 тыс. км. В центре Фарсида находятся основные вулканические сооружения Марса.

Самый крупный щитовой вулкан Фарсида — Гора Олимп с поперечником около 600 км — возвышается над средним уровнем Марса на 27 км. Вершина вулкана — обширная кальдера диаметром 65 км. Во внутренней части кальдеры видны крутые уступы и два кратера диаметром около 20 км. С внешней стороны кальдера окружена сравнительно крутым конусом, по периферии которого расстилаются лавовые потоки радиального рисунка. Более молодые потоки располагаются ближе к вершине, что указывает на постепенное угасание вулканической активности. Щитовой вулкан Гора Олимп окружен крутыми и довольно высокими уступами, формирование которых можно объяснить повышенной вязкостью магмы вулкана. Такое предположение согласуется с данными о его большей высоте по сравнению с близко расположенными вулканами гор Фарсида.

У щитовых вулканов свода Фарсида намечаются дуговые разломы по периферии. Образование подобных трещин объясняется напряжениями, которые вызваны процессом извержения. Подобные дуговидные разломы, характерные для многих вулканических областей Земли, приводят к формированию многочисленных вулканотектонических кольцевых структур.

В земных условиях своды, вулканы и рифты часто образуют единую вулканотектоническую область. Подобная закономерность проявилась и на Марсе. Так, система разломов, названная по наиболее крупному грабену системой Копрат, прослеживается в широтном направлении вдоль экватора на расстоянии 2500—2700 км. Ширина этой системы достигает 500 км, а состоит она из ряда рифтообразных грабенов шириной до 100—250 км и глубиной 1—6 км.

На других склонах свода Фарсида также видны системы разломов, ориентированные, как правило, радиально по отношению к своду. Это линейно вытянутые системы поднятий и впадин, шириной всего в несколько километров, ограничены с двух сторон разломами. Протяженность отдельных разрывов колеблется от десятков до многих сотен километров. На земной поверхности нет полных аналогов системам близко расположенных параллельных разломов Марса, хотя подобный рисунок разломов проявляется на космических изображениях некоторых вулканических областей, например Исландии.

Иной рисунок имеют разломы, распространяющиеся к юго-западу от сводового поднятия Фарсида и уходящие далеко в глубь континентальной области. Она представляет собой ряд чётких, почти параллельных линий и имеет протяженность 1800 км при ширине 700—800 км. Разломы эти сгруппированы в четыре зоны примерно с равными интервалами между ними. На поверхности разломы выражены уступами, иногда бороздами. Не исключено, что эта система образована разломами древнего происхождения, обновленными в процессе развития свода Фарсида. Аналогичных систем разломов на поверхности Земли и других планет земной группы нет.

Изучение космических снимков Марса и широкое использование методов сравнительно-планетологического анализа позволили прийти к выводу, что тектоника Марса имеет много общих черт с тектоникой Земли.