О тектоническом строении Марса - Сейсмичность Марса

Так же, как на Луне и Меркурии, на Марсе широко распространены эле-менты ударной тектоники, "заложенные" в период ин-тенсивной метеОритной бомбардировки поверхности пла-неты (более 4 млрд. лет назад). В настоящее время они наиболее полно представлены в пределах сильно кратерированных материковых возвышенностей южного полу-шария Марса. Крупнейшие структуры ударной тектони-ки - уже упомянутые бассейны Эллада, Исида и Аргир, осложненные системой радиально-концентрических раз-ломов. Особенно четко эта система прослеживается во-круг Аргиры, где она образует крупноблочный структур-ный 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 поли-гональных 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 наблюда-ются крупномасштабные проявления эндогенной текто-ники, что значительно сближает эту планету с Землей. Наиболее активное развитие эндогенной тектоники на Марсе выразилось в асимметрии между северным и юж-ным полушариями, в формировании обширных сводовых поднятий Фарсида и Элизий. В этих областях наиболее активно проявились главные особенности тектоники Мар-са, включающие системы гигантских грабенов и разло-мов (общая протяженность до 1000 км.), гряд и линеаментов поднятия Фарсида, каньонов долин Маринер. провальных депрессий (хаотические местности) и свя-занных с ними крупнейших долин.

Асимметрия полушарий планеты отвечает, вероятно, двум типам ее коры. Раздел между этими разновысотными уровнями прослеживается в виде планетарного ус-тупа, протянувшегося на 2/3 окружности планеты. Эта граница подчеркивается системой разломов. В настоя-щее время еще нет достаточной ясности в понимании причин такого строения марсианской коры. Одно из воз-можных объяснений асимметрии Марса - проявление конвективных движений в мантии на ранних этапах ге-ологической истории. Самыми впечатляющими тектони-ческими провинциями, которые усиливают асимметрич-ность поверхности Марса, являются области Фарсида и Элизий.

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, под-нимающимися над центральной частью на 15-17 км. В пользу того, что область Фарсида образовалась в резуль-тате вертикальных тектонических движений, свидетель-ствуют следующие особенности: ярко выраженное вы-сотное положение области и обширная радиально-концентрическая система грабенов и разломов, которые чет-ко прослеживаются как по периферии области, так и (в виде окон) среди вулканических местностей централь-ной зоны (рис. 4). "Окна" представляют собой древней-шие участки этого плато.

Структурные и стратиграфические особенности области свидетельствуют о том, что общее поднятие и зало-жение основной системы разломов произошли до того, как здесь проявился вулканизм. Общая ориентация структурных элементов Фарсиды, достигающих несколь-ких километров в ширину и сотен километров в длину, качественно согласуется с распределением напряжений, возникающих, как правило, при региональном куполооб-разовании, а наблюдаемые различия в ориентации гра-бенов указывают на длительную историю развития де-формаций. В отличие от Земли, где из-за интенсивных экзогенных процессов тектонические разломы сильно ни-велированы и отождествляются на поверхности лишь по структурным особенностям и в основном по косвенным признакам, на Марсе грабены и разломы обнажены по-разительно резко и часто прослеживаются в своем перво-зданном морфологическом виде на многие сотни и тыся-чи километров.

типичная система грабенов и разломов - керавнские борозды

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). Фото "Викинга-1"

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 ши-риной 75-100 км. Такая структура может быть анало-гом протоструктуры долин Маринер в ее начальной ста-дии формирования.

Система разломов области Фарсида, к которой приу-рочены крупнейшие вулканы Марса, предпочтительно ориентирована с северо-востока на юго-запад, что, воз-можно, 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 ки-лометров в меридиональном направлении. Максималь-ный перепад высот между центральной частью Фарсиды (Лабиринт Ночи) и самыми низкими поверхностями этих депрессий составляет 10 км (Амазонии - Фарси-да) 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 структу-рой 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 доли-нами Восточной Африки, однако каньоны Марса зна-чительно шире и глубже, чем их земные аналоги. Шири-на марсианских каньонов достигает 100 км, а глубина - 5 км (местами до 7 км). Высота крутых уступов в бор-тах каньонов доходит до 2 км. Центральная часть сис-темы 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, сход-ных по рисунку с "черепаховыми" структурами централь-ных областей куполообразных поднятий на Земле. В восточной части долин Маринер центральный рифт гра-ничит с обширной областью хаотических местностей, от-куда берут начало несколько крупнейших долин, протя-гивающихся далее на север и впадающих в бассейн Хриса.

Вулканические образования. Для Марса характерны крупные вулканические сооружения типа щитовых вул-канов, вулканических куполов и провальных кальдер, что заметно отличает его от Луны и Меркурия. В то же время, так же как на Земле, Луне и Меркурии, на Мар-се не менее широко развит площадной вулканизм.

Вулканы Марса поражают своими масштабами. Горы Олимп, Арсия, Павлина и Аскрийская (область Фарси-да) достигают в основании многих сотен километров. Самый крупный вулкан на Марсе - гора Олимп - имеет поперечник около 600 км и поднимается над сво-им основанием на 27 км. Почти но всему периметру ос-нования этого вулкана прослеживается уступ высотой в несколько километров, что отличает этот вулкан от дру-гих марсианских вулканов.

На Земле самый крупный щитовой вулкан - Мауна Лоа на Гавайских островах - имеет поперечник у ос-нования до 200 км и высоту 9 км. над дном океана. Та-ким образом, объем крупнейшего земного вулкана сос-тавляет всего около 10% объема горы Олимп. Вулкани-ческие горы Арсия, Павлина и Аскрийская несколько меньше Олимпа, но значительно больше Мауна Лоа.

Поверхность склонов щитовых вулканов Марса бук-вально изборождена радиальными системами лавовых потоков, каналов и гряд шириной в несколько километ-ров и длиной в сотни километров. Морфология лавовых потоков вокруг вулканов области Фарсида указывает на низкие значения вязкости этих лав, что характерно для лав основного состава. Рассчитанные значения рас-хода лав, истекающих из марсианских вулканов (на примере горы Арсия), составляют 3,5-1011 см3/с, а опен-ки вязкости лав дают значения от 3-5 до 60 пуаз. Эти значения вязкости ниже, чем для лав лунных морей, и гораздо ниже, чем для земных лав. Поэтому в условиях меньшей силы тяжести на Марсе такие "жидкие" лавы обычно обладают способностью "растекаться" на более дальние расстояния.

Кроме гигантских щитовых вулканов, на поверхнос-ти Марса есть и более скромные по размерам, но гораз-до более многочисленные вулканические структуры - вулканические купола (см. рис. 4). Большая их часть расположена в области Фарсида. Как правило, их высо-та не превышает 8 км, а вершина часто осложнена мно-гоярусными депрессиями типа кальдер.

Самый крупный вулканический купол на Марсе находится в области Элизий - это купол Гекаты с поперечником около 200 км. Другие купола имеют поперечник в десятки ки-лометров. В отличие от крупных щитовых вулканов они характеризуются большей плотностью ударных кратеров на их поверхности и большей величиной отношения диа-метра кальдеры к поперечнику купола. Это позволяет предположить, что, по крайней мере, часть куполов в об-ласти Фарсида представляет собой остатки более древ-них и крупных вулканических сооружений, которые бы-ли частично погребены под более поздними лавами. Дан-ные о плотности кратеров на склонах крупнейших вул-канов Марса предположительно указывают на очень мо-лодой івозраст данных структур: Олимп - (3-0,7) 108, Арсия - (4-0,7) 108, Аскрийская - (4-0,4) 108 и Павлина - (3-0,9) 108 лет.

Похожие статьи




О тектоническом строении Марса - Сейсмичность Марса

Предыдущая | Следующая