Space Exploration Technologies

Рельеф и геологическое строение Марса - Флювиальные образования

Флювиальные образования. На Марсе обнаружены разнообразные типы долин, имеющие большое морфологическое сходство с долинами земных рек и свидетельствующие в пользу того, что когда-то, в геологическом прошлом, на поверхности планеты происходила флювиальная деятельность. Развитие одних долин, вероятно, связано с таянием мерзлоты, генезис других менее очевиден. К первому типу флювиальных образований относятся крупнейшие долины эрозионного типа (Мангала, Маадим, Арес, Нергал и Касэй) - изолированные образования длиной 1000 - 2000 км и шириной от 100 - 150 до 20 - 50 км, не связанные с другими долинами и друг с .другом (хотя все они находятся главным образом в древнейших сильно кратерированных местностях экваториальной и приэкваториальной зон). Мелкие дендритовидные и склоновые овражно-бороздчатые формы, длиной менее 150 км и шириной от 1 до 10 км, также имеют локальный характер распространения. Такая особенность распределения долин может быть объяснена тем, что источники воды находились скорее в верхних слоях .коры планеты, чем в атмосфере. Недаром крупнейшие долины Марса берут начало из обширных депрессий провального типа с хаотичным рельефом.

Древние русла долины Маджа и Моми, «дренирующие» поверхность между возвышенностью Лунное плато и депрессией равнины Хриса, Фото «Викинга-1»

Крупнейшие долины (Мангала и Арес) имеют близкое сходство с долинными формами Земли, образованными в результате катастрофического стока больших масс воды. Происхождение их связывают с прорывом на поверхность воды из-за таяния подземных льдов в результате эндогенного разогрева. Многочисленные системы долин между Лунным плато и равниной Хриса (15° с. ш., 55° з. д.) и к югу от плато Солнца (43° ю. ш., 88° з. д.) также могли быть образованы за счет таяния подземного льда. Беря начало в этих районах, они спускаются в обширную депрессию равнины Хриса (рисунок) и на более низкие уровни к югу от плато Солнца. Абсолютный возраст марсианских долин (оцененный по данным кратерной плотности) - от 3 до 0,1 млрд. лет. Этот возраст характеризует как время возникновения, так и .длительность формирования долин.

Многочисленные извилистые борозды приурочены к древним кратерированным возвышенностям в приэкваториальных районах Марса. Ширина отдельных борозд "обычно колеблется от 1 до 10 км, а длина - от 50 до 100 км. Для извилистых борозд очень характерно наличие многочисленных "притоков" в их верховьях. Как правило, извилистые борозды "стекают" по радиусам с внешних склонов крупных древних кратеров и отдельных возвышенностей. По размерам и морфологическим чертам эти образования имеют близкое сходство с долинами земных рек. Верховья извилистых борозд иногда образуют такую частую сеть "притоков", что напоминают дренажные системы на предгорных возвышенностях в. аридных районах Земли. "Притоки" наблюдаются у более крупных долин, например в верховьях долины Нергал, где они образуют дендритовидную систему. Так как эти формы не проявляют заметной связи с вулканическими или мерзлотными образованиями, некоторые исследователи склонны считать их результатом дождевой эрозии в прошлые эпохи. Однако тот факт,' что в межкратерном пространстве обнаруживаются черты площадного вулканизма, говорит скорее о том, что эти долинные формы не столько результат дождей, сколько локального таяния льда, содержащегося в мерзлых породах древней коры Марса.