Что такое реголит и как он образуется?

 

 

На Земле главнейшими факторами образования и разрушения пород на поверхности являются атмосфера, гидросфера и биосфера, вследствие чего на ее поверхности образуются мощные толщи осадочных пород, занимающие почти 75% площади. Исследования поверхности небесных тел, не имеющих атмосферы, гидросферы и биосферы, таких как Меркурий, Луна и спутники Марса – Фобос и Деймос, показали, что на них нет осадочного чехла. В то же время их поверхность покрыта слоем своеобразных рыхлых пород, получивших название "реголиты". Их образование происходило и происходит в настоящее время под действием метеоритной бомбардировки, ультрафиолетовых лучей, солнечного ветра и температурного выветривания. Первые три фактора не характерны для Земли, т. е. ее поверхность защищена от их влияния мощным слоем атмосферы. Для небесных тел, не имеющих атмосферы, они являются решающими в преобразовании их поверхности.

Впервые был детально изучен реголит Луны, доставленный в земные лаборатории советскими и американскими космическими аппаратами. Он был отобран преимущественно из морских впадин Луны – моря Изобилия, и лишь два образца взяты из континентальной области. Реголит представляет собой пылевато‑песчаный порошок от серого (в континентальной области) до темно‑коричневого и черного (в морских областях) цвета, имеющий специфический запах гари и легко формирующийся в отдельные рыхлые комки. Реголит рыхлый; по крайней мере, рыхлым является его верхний слой мощностью до 0,6 м. Об этом свидетельствуют результаты бурения американскими астронавтами, их непосредственные наблюдения, а также характер следов, оставленных "луноходами" на поверхности Луны. Реголит в основной массе состоит из частиц горных пород, минералов, стекол размером от 1 до 0,5 мм и меньше. Выделяются две разновидности частиц: угловатые и окатанные. Последние носят следы оплавления, спекания и похожи на стеклянные и металлические капли. В составе реголита встречаются зерна следующих минералов: анортита, авгита, ильменита, плагиоклаза, пироксена, оливина, шпинели. Первые три минерала преобладают в составе реголита морских впадин, тогда как в реголите материковой области преобладают плагиоклазы, пироксены и оливин. Частицы металлического железа чаще встречаются в материковом реголите и значительно реже в морском.

Помимо основной тонкообломочной массы в состав реголита входят и крупные обломки размером от нескольких сантиметров до нескольких метров. Они имеют угловатую или округленную форму и неравномерно рассеяны по поверхности; большая их часть углублена в грунт. Обломки представляют собой раздробленные породы, выброшенные из более глубоких слоев в результате ударов метеоритов, а возможно, и вулканические бомбы. Их состав преимущественно базальтовый.

На основании изучения состава реголита, доставленного из различных районов Луны, было определено, что морские впадины сложены базальтовыми породами, а континентальные области – породами, представляющими собой анортозиты. И те, и другие в целом по химическому составу близки к аналогичным земным породам.

Мощность реголита, по‑видимому, неодинакова в разных районах и на разных участках. Она зависит главным образом от глубины раздробленности пород метеоритными кратерами и глубины переработки процессами выветривания. По данным станции "Луна‑16", мощность реголита в Море Изобилия равна 5,3 м, а в горах у Моря Кризисов, по данным "Луны‑20", – 11 м. Однако, возможно, она может быть и больше.

Каким же образом на Луне образуется реголит, как происходит разрушение поверхности?

Наблюдения показывают, что на Луне, несомненно, происходят процессы разрушения поверхности. На телескопических фотографиях хорошо видно, что древние кольцевые горы резко отличаются по степени сохранности от молодых кратеров. Как разрушаются, каким образом могут перемещаться и где накапливаются продукты разрушения лунных гор?

Разрушение или "выветривание" (пользуясь земным термином) горных пород на Луне должно происходить в результате сильных колебаний температуры в течение лунных суток, метеоритной бомбардировки, воздействия солнечного ветра и, возможно, сейсмических явлений. Не исключено, что в прошлом при значительных масштабах лунного вулканизма большая роль могла принадлежать разрушению горных пород под ударами многочисленных вулканических бомб.

Температурное выветривание на Луне является, по‑видимому, существенным фактором в разрушении пород. Суточные колебания температуры, достигающие 300° (от +125° С днем до ‑175°С ночью), приводят к постепенному растрескиванию и размельчению лунных пород.

Поверхность Луны постоянно подвергается ударам метеоритов различных размеров. Падая на поверхность с космической скоростью (20‑30 км/с), метеориты производят удар, при котором, по данным И. И. Черкасова и В. В. Шварева, выделяется огромная кинетическая энергия, в 3 раза превосходящая энергию, выделяемую, например, при взрыве такого же по массе количества нитроглицерина. В результате постоянной бомбардировки поверхностный слой Луны полностью преобразован: структура его изменена, наблюдается дробление пород, переплавление их, образование конгломератов, частиц, насыщенных примесью метеоритного вещества. Кроме того при метеоритных ударах путем разбрызгивания жидких частиц и их последующего застывания образуется большое количество стеклянных, сферических частиц – шариков. Разрушение поверхностного грунта происходит и под действием микрометеоритов. Так, например, на отдельных зернах реголита Луны зафиксировано до 8 следов удара микрометеоритов.

Луна постоянно подвергается воздействию космического излучения, главным образом солнечного ветра, представляющего собой поток электронов и протонов. Лабораторные исследования показывают, что лунный реголит на глубину до 35 см несет признаки влияния солнечного ветра. В образцах содержится большое количество нейтральных "солнечных" газов – гелия, неона, ксенона, криптона, аргона, водорода. По данным А. П. Виноградова, их концентрация на несколько порядков выше, чем в земных породах и метеоритах. При воздействии солнечного ветра минералы теряют прочность, происходит нарушение их кристаллических решеток, спекание частиц между собой. Однако это ведет не к полному разрушению пород, а лишь частичному "распылению" поверхностных слоев реголита, при котором образуются мельчайшие пылинки лунного вещества.

Для изучения этого явления были проведены опыты, при которых сыпучие среды помещались в разреженной плазме водорода и инертных газов и подвергались бомбардировке пучками ионов. За 120 ч обработки создавался эффект, равный воздействию солнечного ветра в течение 250 млн. лет. Базальтовый порошок образовал корку с изъеденной поверхностью. Стальные шарики становились шероховатыми с поверхности и спекались. Почернение материалов объяснялось их обогащением металлами. Было подсчитано, что за время существования Луны величина разрушения под действием солнечного ветра может достигать 20 м. В этих опытах особый интерес представляет тот факт, что частицы вещества обычно спекались и покрывались коркой с поверхности. Важно также потемнение вещества в результате действия солнечного ветра, так как этим путем можно объяснить темную окраску лунной поверхности.

Роль сейсмических явлений в процессе преобразования лунной поверхности может рассматриваться пока только предположительно. Во всяком случае, на Земле давно установлена тесная связь сейсмичности и вулканизма. Предполагаемые грандиозные вулканические процессы на Луне должны были сопровождаться катастрофическими лунотрясениями. При этом должно было происходить образование трещин, сейсмических срывов и обвалов.

Также неясна пока роль вулканической бомбардировки. Во всяком случае, имеется точка зрения, выдвинутая американским селенологом Дж. Грином, который показал, что наблюдаемые на детальных фотографиях мелкие кратеры вполне могут быть воронками крупных вулканических бомб или целых глыб, выброшенных из жерл лунных вулканов. Отдельные "образования типа камней", попросту говоря, крупные обломки, которые так хорошо видны на панорамах лунной поверхности, переданной на 3емлю станциями "Луна", также могут оказаться вулканическими бомбами, хотя они и не имеют формы настоящих земных вулканических бомб.

Продукты разрушения горных пород должны, несомненно, перемещаться вниз по склонам под действием гравитационных сил. А. Т. Базилевский считает, что процесс перемещения рыхлого материала вниз по склону под действием силы тяжести является одним из основных в процессе преобразования лунного реголита. Перемещению лунного грунта по склонам кратеров способствует меньшее, по сравнению с Землей, ускорение силы тяжести, равное 162 см/с2. Оно обуславливает значительную рыхлость и пористость поверхностного слоя, снижает связность его частиц и устойчивость на склонах. Американские астронавты в 1969 г. непосредственно видели оползни на крутых откосах одного из кратеров.

За миллиарды лет существования Луны процессы разрушения горных пород должны были бы дать значительные скопления обломочного материала, но они пока не установлены. По расчетам Т. Голда, на Луне должен быть разрушен слой мощностью до 4 км. По мнению Б. Ю. Левина, лишь метеоритная бомбардировка могла привести к разрушению лунных пород мощностью не менее километра. Куда исчезли продукты разрушения? Может быть, произошло испарение вещества при метеоритных взрывах с последующим частичным рассеянием его в космическом пространстве? Ведь широко распространены представления о том, что в некоторых случаях обломочный материал мог даже достигать поверхности Земли. С другой стороны, не исключено, что рельеф Луны гораздо моложе, чем обычно предполагают, а древние продукты разрушения были вовлечены в результате последующих тектонических движений и вулканизма в сферу переработки эндогенными процессами.

Меркурий по физическим свойствам и внешнему виду очень похож на Луну. Он не имеет атмосферы. Его поверхность также испещрена кратерами и так же, как на Луне, отчетливо выделяются континентальная и морская области. Поверхность Меркурия, по‑видимому, повсеместно покрыта темным мелкозернистым материалом, фотометрические свойства которого близки к свойствам лунного реголита. Химический состав этого материала, судя по спектральным данным, полученным "Маринером‑10", также похож на состав реголита Луны. Важной составной частью меркурианского материала является субмикроскопическое железо. Происхождение его дискуссионно, но является, по‑видимому, результатом процессов изменения вещества под действием солнечного ветра и метеоритных ударов. Помимо этих процессов в преобразовании поверхностного материала большое значение должно иметь температурное выветривание, так как контраст дневных и ночных температур на Меркурии значительно больше, чем на Луне, и достигает 600° (от +420°С днем до ‑180°С ночью).

На Марсе очень разреженная атмосфера и криолитосфера, вследствие чего на этой планете могут идти одновременно процессы образования обычных осадочных пород ледникового и ветрового происхождения и реголита. Пока еще о составе реголита на Марсе можно говорить только предположительно. На снимках поверхности планеты, полученных со спускаемых аппаратов станций, видна каменистая пустыня с отдельными глыбами размером до 0,3‑0,5 м и песчаными наносами. Некоторые глыбы обнаруживают пористое или пузырчатое строение, что характерно для земных вулканических лав.

Верхняя часть поверхностного слоя Марса представлена реголитом – раздробленной и измененной различными процессами первичной породой.

По изменениям тепловой энергии марсианского реголита оказалось возможным определить средний размер частиц, составляющих его основную массу. Он колеблется от 1 до 10 мм. В целом породы сильно раздроблены, их плотность равна 0,85‑2 г/см³. Напомним, что плотность земных пород от 2,5 до 3,3 г/см³.

Марс издавна был известен своим красным цветом. Предполагается, что реголит Марса состоит из железистых соединений, возникших при разрушении базальта и метеоритного вещества. Это могут быть богатые железом глины или гидраты окислов железа – гётит и лимонит. Кроме железа в составе мелкозернистой части грунта имеются кремний (самый распространенный элемент), кальций, алюминий, магний, сера и титан.

Однако гидраты окиси железа на Земле образуются под действием воды и кислорода. Образования их в условиях Марса, лишенного воды и почти лишенного кислорода, можно объяснить предположением, что раньше в атмосфере Марса были и вода, и кислород, впоследствии улетучившиеся, которые способствовали химическому выветриванию вулканических пород.

В результате ветровой деятельности реголит Марса во многих месторождениях разрушается или засыпается эоловой пылью. Отдельные районы Марса, как, например, равнина Большого Сирта, имеющие особенно темный цвет, по‑видимому, лишены реголита, так что на поверхности обнажаются черные коренные базальты. Более интенсивно, чем на Луне, идут процессы гравитационного перемещения материала.

Таким образом, по характеру развития поверхностных отложений планеты земной группы делятся на три типа: на которых происходит седиментация (отложение) осадочных пород (Земля), на которых происходит образование реголита (Меркурий, Луна), и промежуточные, к которым относится Марс и, возможно, Венера.

 

Царство Эола [4]

 

 

Есть ли у Марса атмосфера? Этот вопрос длительное время вызывал споры среди ученых. В начале нашего столетия при изучении Марса в телескоп Г. А. Тихов утверждал, что есть. Это утверждение поддержал американский астроном В. Райт. По его данным, Марс должен быть окружен плотной атмосферой, высота которой достигает 100‑150 км. Однако ученые недоумевали: на фотографиях Марса отсутствовали такие признаки атмосферы, как белые облака, и все детали рельефа были видны, как если бы атмосферы не было или она была бы прозрачной. Этот вопрос в какой‑то мере разрешился, когда в 30‑х годах нашего столетия были получены данные об атмосферном давлении Марса. Оно оказалось равным 8,5 кПа, т. е, в 12 раз меньше, чем на Земле. На самом деле даже эта цифра была завышена почти в 10 раз.

Как показали измерения, произведенные советскими и американскими автоматическими межпланетными станциями, атмосфера Марса чрезвычайно разрежена, и среднее значение давления у поверхности равно 610 Па; на Земле такое давление отмечается на высоте 30 км. Разреженностью атмосферы и объясняется хорошая видимость поверхности Марса на фотографиях. Но даже наличие такой атмосферы имеет важное значение для планеты, так как защищает ее поверхность от метеоритов, хотя и очень малых (менее 1 см в диаметре), которые испаряются, не долетая до нее. На Луне же и такой атмосферы нет, поэтому ее поверхность испещрена и большими и очень мелкими кратерами.

В 40‑х годах с применением инфракрасного спектрометра стало возможным изучить состав атмосферы Марса. Сначала удалось определить присутствие углекислого газа, причем в значительно больших количествах, чем предполагалось ранее. Затем было установлено присутствие ничтожного количества кислорода и водяных паров. В результате измерений, произведенных непосредственно на поверхности Марса приборами станций обнаружено, что углекислый газ составляет 95% всей атмосферы, азот 2‑3% и аргон 1‑2%. Такие важные и необходимые для жизни элементы как кислород и вода присутствуют в долях процента: кислорода 0,3%, а водяных паров и того меньше.

Как возникла атмосфера Марса? Так же, как и на Земле – в результате дегазации – выхода газов из недр планеты. Однако сила тяжести на Марсе значительно меньше, чем на Земле, поэтому большая часть газов улетучивается в мировое пространство, и лишь незначительная их часть способна удержаться вокруг планеты.

Несмотря на разреженную атмосферу и низкое давление, на Марсе существуют ветры и даже очень сильные, сильнее, чем на Земле. Для возникновения ветров необходимо несколько условий: суточное и сезонное изменения температуры и контрастность рельефа. Температурные различия на Марсе большие. В летнее дневное время на экваторе поверхность нагревается до +25° С, а ночью остывает до ‑80° С. На полюсах температура практически и летом и зимой остается отрицательной, поэтому движение ветров на Марсе большей частью направлено от полюсов к экваториальным областям, причем, как и на Земле, из зимнего полушария в летнее.

Что касается рельефа, то на Марсе он даже контрастнее, чем на Земле, и определить это помогло давление атмосферы. Известно, что с высотой местности давление изменяется: чем выше рельеф, тем оно меньше, и наоборот. Приняв, что среднее давление в 6,1*10² Па характерно для местности с условной нулевой отметкой, получили, что наивысшие значения давления характерны для участков с высотой 3‑4 км, а наинизшие – для высокоподнятых точек рельефа – в 27 км. Таким образом, общий контраст рельефа на Марсе достигает 30‑31 км, тогда как на Земле он равен 20‑21 км. На Марсе существуют возвышенности и низменные равнины, горные массивы, вулканы, вулканические плато и многочисленные кольцевые структуры.

Еще при телескопическом изучении на Марсе были установлены пыльные бури. В 1971 г. сильная буря разразилась в конце сентября и продолжалась несколько месяцев, как раз в то время, когда советские и американские автоматические станции подлетали к Марсу. Новая сильная пыльная буря 1973 г. вновь скрыла южную половину планеты. Сильные бури на Марсе не такое уж редкое явление. Менее значительные циклоны и антициклоны возникают очень часто, как в северном, так и в южном полушариях почти во все времена года. Средняя скорость ветров на Марсе составляет 50 м/с, а максимальная превышает 100 м/с. При такой скорости ветры увлекают поверхностные частицы почти в 5 раз тяжелее, чем на Земле, и переносят их на значительные расстояния.

С получением первых космических изображений Марса исследователи обратили внимание на гигантские светлые и темные полосы, широко развитые в различных районах Марса. Особенностью этих полос является то, что они располагаются за кратерами, вследствие чего их называют кратерными шлейфами.

Детальное рассмотрение полос показывает, что форма их неодинаковая. Одни полосы похожи на сигары, другие – на хвосты комет, третьи имеют более расплывчатые очертания. Длина отдельных полос достигает 50 км и более, а ширина 5‑10 км.

Что полосы как‑то связаны с ветром, ни у кого не вызывало сомнений. Но было совершено непонятно, почему одни полосы имеют черный цвет, а другие – белый. Делалось много предположений. Считали, что цвет связан с окраской переносимой пыли, или, наоборот, с коренными породами, обнажающимися после того как с них удалена пыль. Американские исследователи пробовали в лабораторных условиях получать такие формы и в результате пришли к выводу, что светлые формы являются аккумулятивными образованиями, а темные – дефляционными (формами выдувания), и темный цвет определяется коренными породами.

Аналоги этих форм нашлись и на Земле. Ими оказались песчаные дюны ветровой тени. В земных пустынях ветры, несущие большое количество песка и пыли, встречая на своем пути препятствия и огибая их, за препятствиями, т. е. в "тени" их, откладывают несомый материал, образуя вытянутые вдоль ветра песчаные валы. Правда, они не имеют таких громадных размеров, как на Марсе. Их длина достигает нескольких километров, ширина 100‑150 м, а высота 15‑20 м. Гигантские размеры марсианских форм можно объяснить и необычно высокими скоростями ветров, и большими размерами препятствий – кратеров.

 

Форма кратерных шлейфов (а, б) в зависимости от направления ветропесчаного потока. По Р. О. Кузьмину (1978 г.) 1 – направление ветропесчаного потока; 2 – зона турбулентности; 3 – зона эоловой аккумуляции

 

Изучая кратерные шлейфы, Р. О. Кузьмин объяснил различную их форму действием ветров разных направлений. При этом различный цвет кратерных шлейфов зависит от неодинакового угла освещения Солнцем. Близкие по морфологии формы, сфотографированные при разных углах освещения, имеют то светлый, то темный цвет.

На Земле, пожалуй, самой типичной формой накопления песчаного материала являются дюны и барханы. А есть ли они на Марсе? Первые фотографии марсианской поверхности, сделанные "Марсами" и "Маринерами", не могли ответить на этот вопрос. И только лишь на нескольких фотографиях удалось увидеть формы, напоминающие земные дюны. На мелкомасштабных снимках это было обычное темное пятно на дне кратера Проктор. На снимках более крупного масштаба оказалось, что это темное пятно представляет собой большое (60X30 км) поле развития гряд, вытянутых параллельно друг другу в одном направлении. Американские исследователи Д. Катс и Р. Смит, описавшие эти формы, уже уверенно говорили о том, что это дюнные гряды и сложены они, по всей вероятности, песком. В связи с этим можно предполагать, что многие темные пятна на дне других кратеров также могут быть дюнами.

На снимках, переданных с поверхности Марса, автоматическими станциями было обнаружено большое количество эоловых форм. На месте посадки станций удалось подсчитать, что отдельные дюны и барханы имеют высоту 15 м, крутизну склонов около 30° и отстоят друг от друга на 100 м. Поскольку место посадки расположено на океанической равнине, можно предполагать, что эоловый рельеф вообще характерен для этих обширных областей Марса, что отчасти подтверждается их светлым цветом на мелкомасштабных изображениях.

Особенно широкое развитие эоловых форм представилось возможным обнаружить на снимках в северном полярном районе. Здесь поля дюн и барханов тянутся на сотни километров. Выделяются продольные и поперечные к направлению ветра барханные и дюнные гряды. Многие из них сложены в основном снегом.

Барханы и поперечные дюнные гряды развиты в устье Северного каньона и в других долинах. Их положение свидетельствует о том, что они образованы сильными ветрами, нисходящими вдоль этих долин. По периферии полярной шапки расположение и ориентировка дюн говорят, что здесь ветры направлены против часовой стрелки. Таким образом, существующая атмосферная циркуляция на полярных шапках Марса, хотя и является сложной, но в целом аналогична циркуляции в Антарктиде.

Интересную точку зрения недавно высказали американские ученые Дж. Мак‑Коли и К. Брид. Они считают, что марсианские дюны в настоящее время малоактивны. Дюны образовались значительно раньше, когда на Марсе была плотная атмосфера, ветровой режим был динамичнее. Поразительное сходство марсианских дюнных и барханных гряд с эоловыми формами пустыни Сахара, возраст которой около 10 тыс. лет, позволило этим исследователям предположить, что на обеих планетах были одинаковые условия для отложения песка ветром, что важно для понимания глобальных закономерностей развития планет.

Приэкваториальная территория Марса является ареной действия ветров различных направлений. Это настоящее царство Эола, деятельность которого проявляется на самых низких и самых высоких участках поверхности. Многочисленные формы рельефа, ориентированные согласно ветровым потокам, являются хорошими индикаторами направлений ветров. По ним можно восстановить преобладающие направления ветров, дующих на этой планете.

Северные ветры несколькими потоками устремляются на юг. Один из них ориентирован почти в меридиональном направлении и разделяется на три ветви – восточную, западную и центральную.

Южные потоки воздушных масс по ориентировке эоловых форм выражены менее отчетливо, чем северные; по‑видимому, это объясняется тем, что рельеф южного полушария Марса более сложный. Здесь нет обширных выровненных пространств, где хорошо были бы выражены гряды или шлейфы. Многочисленные кратеры заставляют ветры обтекать их и таким образом искажать их основные направления.

Горный массив Фарсида является мощным барьером на пути северных и южных ветров, которые плавно его огибают. На склонах массива и склонах вулканов выражены радикальные направления нисходящих потоков воздуха. У подножия склонов Фарсиды происходит встреча разнонаправленных ветровых потоков – нисходящих и северных, в результате чего происходит аккумуляция эолового материала. Об этом свидетельствует всхолмленный рельеф, по‑видимому, представляющий собой скопления дюн или барханов. Аккумуляция усиливается вследствие торможения воздушного потока перед орографическими препятствиями. На Земле в подобных условиях образуются обширные равнины навевания, как, например, перед Копетдагом в Туркмении.

При тех больших скоростях, которые имеют ветры на Марсе, они могут производить не только аккумулятивную, но и дефляционную работу. Она заключается в механическом разрушении пород, развевании и выдувании частиц.

Дефляция усиливается там, где тектоническая трещиноватость совпадает с преобладающими направлениями ветров. Такие трещины на Марсе, как Темпе, Тантала, Мареоты, отпрепарированы – очищены ветром.

Под действием дефляции не только преобразуется уже существующий рельеф, но возникают и новые формы. К ним относятся ярданги – линейные борозды выдувания, разделенные гребнями, нередко заостренными. На Земле эти формы широко развиты в пустынях. Глубина борозд достигает нескольких метров. Ярданги встречаются группами и всегда ориентированы в направлении господствующих ветров. На Марсе формы, напоминающие ярданги, обнаружены на возвышенности Фарсида, на равнине Амазония, Эолия и в южном полярном районе. Они намного превышают по размерам земные формы. Их длина достигает 50 км и более, ширина до 1 км, а глубина до 20 м.

Кроме ярдангов, на Марсе имеется большое количество замкнутых котловин и впадин, образование которых также связывается с глубинной дефляцией. Р. О. Кузьмин, К. П. Флоренский и А. Т. Базилевский обнаружили их на снимках "Марса‑5" к северу и востоку от равнины Аргир. В южном приполярном районе развит "ямчатый" рельеф – скопление различных по форме и размерам впадин (от 0,5 до нескольких километров в диаметре и глубиной до 400 м). Его образование в данное время может быть объяснено только дефляцией.

Глубинная дефляция на Земле имеет громадные масштабы. Примерами служат впадина Каттара в Африке размером 20‑25 км в поперечнике и относительной глубиной 200 м, Турфанская впадина в Центральной Азии, расположенная на 150 м ниже уровня океана. В их пределах существуют восходящие и нисходящие турбулентные потоки воздуха, производящие как бы сверлящее действие и выносящие мелкоземистый материал вверх.

В марсианских кольцевых впадинах Аргир и Эллада также происходит дефляция. Подтверждением этого являются тучи пыли, поднимающиеся над Элладой во время глобальных бурь на высоту более 30 км. Процесс оседания пыли идет очень медленно. Во время ее осаждения формы рельефа на дне Эллады не просматривались, поэтому на некоторых снимках поверхность Эллады выглядела ровной и светлой. На других же снимках, сделанных после окончания пыльной бури, детали рельефа в виде гряд и кратеров стали видны отчетливее.

Если на Марсе, так же как на Земле, в изобилии проявлены следы деятельности ветра, то у большинства небесных тел атмосфера практически отсутствует и не играет роли в преобразовании поверхности. Однако, несмотря на это, похожие на эоловые формы можно встретить и на телах, не имеющих атмосферы. Так, на Деймосе, небольшом спутнике Марса, за некоторыми кратерами наблюдаются светлые полосы – шлейфы, аналогичные марсианским дюнам ветровой тени.

Предполагается, что сильные циклонические ветры могут проявляться в атмосфере Венеры. В полярных и экваториальных ее районах структура облаков похожа на вихревую. Об эоловой деятельности на поверхности планеты свидетельствуют формы ячеистого выветривания на выступах горных пород, которые были зафиксированы на снимках со спускаемых аппаратов.

Плотной атмосферой обладает также крупнейший спутник Сатурна – Титан, однако о процессах, происходящих на его поверхности, пока можно строить только догадки.

 

Текли ли реки на Марсе?

 

 

На космических изображениях Марса, полученных с автоматических межпланетных станций "Марс‑4", "Марс‑5" и других, внимание исследователей привлекли формы рельефа, напоминающие земные речные долины. Ведь реки, вода – это возможная жизнь, если не сейчас, то в прошлом. Действительно ли это речные долины или формы рельефа, только похожие на них? Если это речные долины – когда они образовались, куда девалась вода, и была ли она вообще? А не могла ли вместо воды быть другая жидкость? На эти вопросы можно попытаться ответить, если детально изучить эти формы, насколько позволяют возможности космических снимков.

Прежде всего, посмотрим, где развиты эти долины, каково их географическое положение. Долинные формы приурочены к приэкваториальной зоне и не встречаются севернее и южнее 40°. Почему эти параллели служат своего рода границами развития долин? По‑видимому, одной из главных причин являются климатические условия, благоприятные здесь для существования воды в прошлом. В настоящее время вода на Марсе не может находиться в жидком виде: из‑за низких температур и давления она замерзает и испаряется. С другой стороны, севернее 40° с. ш. располагаются обширные океанические равнины Марса, которые, по аналогии с Землей, являются местом, куда долины впадают или, лучше сказать, в которые они открываются.

Среди долин Марса наблюдаются как крупные, так и мелкие. Самые крупные долины – Касэй, Арес, Тиу и Залбатану – достигают 1000 км в длину и 100 км в ширину, причем ширина их увеличивается от верховий к низовьям. Менее крупные долины – Самара, Локра, Клота, Ладон, Мангала и многие другие – имеют 100‑300 км в длину и ширину от 1 до 10 км.

Как и земные, марсианские долины имеют значительные уклоны русел. Их верховья расположены выше низовьев на 1‑2 км, а иногда и на 4 км. Большая часть крупных долин ориентирована меридионально, и лишь Нергал и Нанеди имеют широтную ориентировку. Начинаются долины чаще всего в кратерированной местности, пересекают кратеры или прорезают возвышенности – Кордильеры, как, например, Долина Маджа и другие, расположенные южнее Касэй. Долина Мангала берет начало или в озере (безводном в настоящее время), или на лавовом плато. Самые большие долины – Тиу, Арес, Залбатану, Симуд – берут начало в пределах полигонально‑блокового, или "хаотического" рельефа.

Многие крупные долины открываются на океанические равнины – Хриса (Тиу, Арес и др.), Элизий (Аль‑Кахир и Маадим), Амазония (Мангала). Исключение составляют долины Реулл, "впадающая" в бассейн Элладу, и Нергал – в кратер Холден. В устьях небольших долин, впадающих в бассейн Хриса, видны конусы выноса, как и у земных рек.

Все долины в настоящее время сухие. Их дно плоское, на мелкомасштабных снимках оно выглядит гладким. В Долине Касэй на широком плоском дне выделяются светлые русла, слегка изгибающиеся и меандрирующие. Очень интересна в этом отношении Долина Мангала. На ее дне на снимках крупного масштаба видны формы, характерные для земных речных долин: разветвленные русла, острова, протоки, прирусловые отмели, валы (бары), описанные Д. Мильтоном. Острова наблюдаются во многих долинах, особенно в приустьевых частях Арес, Тиу, Касэй и др. Но скорее всего это не аккумулятивные формы, а останцы коренных пород, так как на многих из них сохранились кратеры – так же, как и на окружающих поверхностях. Из других эрозионных форм на дне долин встречаются воронки, ступени или сухие водопады, имеющие зубчатые края и форму подковы. Кроме речных форм встречаются дюны, образованные ветром.

Склоны долин в большинстве случаев крутые и высокие. По мнению Р. Шарпа и М. Малина, их высота достигает 0,5‑3 км. В основании склонов часто лежат обвальные и оползневые массы, сорвавшиеся с их верхних частей, где сохранились циркообразные ниши отрыва. Типичные террасы отсутствуют, но склоны некоторых долин имеют ступенчатое строение, по‑видимому, из‑за того что в обрывах обнажается слоистая толща. В долинах Мангала, Ведра, Моми на отдельных участках наблюдается как бы срезание основным руслом второстепенных. Это может свидетельствовать о двух этапах формирования долин. Были ли они разделены каким‑то промежутком времени – сказать трудно.

 

Формы рельефа, напоминающие земные овраги, широко развиты на склонах тектонической Долины Маринер. Наблюдается закономерная северо‑западная и северо‑восточная ориентировка 'оврагов', связанная с приуроченностью их к тектоническим трещинам, по своим размерам 'овраги' Марса намного превышают земные

 

Кроме форм, сходных с речными долинами, наблюдаются типичные овраги, развитые преимущественно на склонах рифтовой Долины Маринер. По своим размерам они не уступают некоторым "речным долинам" Марса и намного превышают земные овраги. Достаточно сказать, что наиболее крупная разветвленная овражная система на южном склоне Долины Маринер не намного меньше Большого Каньона Аризона в Северной Америке. Менее крупные овраги, рассекающие склоны Долины Маринер, похожи на обычные эрозионные сухие рытвины – саи, широко развитые в аридных областях Земли.

 

Долина Марса. 1 – Мангала; 2 – Косэй, 3 – комплекс долин Бахрам, Ведра, Мами, Маджа; 4 – Нажди; 5 – Залбатану; 6 – Симуд; 7 – Тиу; 8 – Арес; 9 – Нергал; 10 – Ладон; 11 – Самара, 12 – Реулл; 13 – Аль‑Кахира; 14 – Маадим

 

Разветвленная овражная сеть хорошо видна на снимках плато Альба, находящегося на северной окраине континентальной области. Она очень похожа на эрозионную сеть Исландии, прорезающую базальтовые покровы. Там тоже многие долины сухие, из‑за того что атмосферные осадки просачиваются сквозь пористые базальты, не задерживаясь на поверхности. Для долин Марса, в том числе и оврагов, характерны прямолинейность отдельных отрезков и закономерно повторяющаяся ориентировка последних на всем протяжении. Это свидетельствует о приуроченности их к тектоническим трещинам.

 

Долина Марса Бахрам, врезанная в склон Лунного плато

 

Самая крупная Долина Касэй является рифтом. Об этом свидетельствуют ее громадная ширина (300‑400 км, что вряд ли может быть объяснено только эрозией), зияющие трещины, параллельные долине, обвалы на склонах.

Весь облик долин Марса и их внутреннее строение говорят о том, что они были образованы водой. Только под действием воды могли сформироваться ветвящиеся русла, прирусловые отмели и валы. Пробовали сравнивать марсианские долины с лунными эрозионными формами, образованными текущей горячей лавой, – но общего не нашли. Лавовые потоки образуют русла преимущественно одиночные, не ветвящиеся, с неровным дном. Они могут заканчиваться внезапно, слепо.

Ученые также отбросили и предположение, что долинные формы могли быть образованы какой‑либо другой жидкостью, например типа нефти или жидкой углекислоты. Предположение о том, что долины сформировались ветром, т. е. являются формами выдувания, хотя и приуроченными к тектоническим трещинам, также не может быть принято, так как не объясняет всю сложность их строения и главным образом наличие аккумулятивных речных форм. Однако ветер, по‑видимому, играл немалую роль в последующей препарировке, т. е. очистке долин.

Несмотря на сходство марсианских долин с земными, у них есть и целый ряд различий. Во‑первых, если их длина соизмерима с длиной земных рек, то ширина их значительно больше. Во‑вторых, отсутствие террас свидетельствует о том, что мар<