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.

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.

* 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. 2. Гипсометрическая карта Марса

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.

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.

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. 3. Сильно кратерированиая поверхность южного полушария Марса в районе долины Маадим. Фотомозаика снимков «Викинга-1»

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.

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.

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.

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.

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.

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.

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.

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. 4. 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»

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.

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.

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.

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.

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.