Марс
В отличие от Земли Марс сохранил большие блоки планетарной коры со времен до поздней тяжелой бомбардировки. На карте Марса четко выделяются два полушария – возвышенное южное, густо покрытое метеоритными кратерами, и низкое, гладкое северное. Перепад высот между ними составляет 4–6 км. По плотности кратеров очевидно, что поверхность южного полушария древнее 3,9 млрд лет, так как сохранила следы поздней тяжелой бомбардировки, а северное моложе этой отметки. Крупнейший из кратеров, дно которого получило название равнины Эллада, находится в высоких широтах южного полушария и достигает 1800 км в диаметре. Это самая низкая область поверхности Марса, на 8 км ниже среднего уровня. Измерения при помощи лазерного альтиметра зонда Mars Global Surveyor позволили найти едва различимые, вероятно, засыпанные осадками крупные кратеры в северном полушарии. Крупнейший из них, равнина Утопия, практически равен по размеру равнине Эллада. С учетом этих кратеров получается, что кора северного полушария не намного моложе южной (рис. 3.3).
Другие заметные детали рельефа Марса – две области гигантских вулканов, Фарсида (Tharsis в англоязычной литературе) и Элизиум. Плато Фарсида возвышается в районе экватора на 7–10 км выше среднего уровня поверхности Марса. Крупнейший из пяти вулканов этой области, Олимп, – самый большой вулкан во всей Солнечной системе. Его высота составляет 22 км от подножия до вершины, а диаметр основания – около 600 км. Склоны Олимпа сложены из слоев застывшей лавы, накопившейся в результате многих тысяч извержений. Возраст лежащих на поверхности лавовых потоков, измеренный по плотности кратеров, лежит в пределах от 115 до всего 2 млн лет, т. е. Олимп до сих пор сохраняет активность. Плато Элизиум лежит западнее, окружено низинами, и три его вулкана меньше, чем на Фарсиде. На склонах вулканов обнаружены провалы, ведущие в пещеры. Крупнейшие из провалов достигают 100 м в глубину и 250 м в ширину. Скорее всего, пещеры являются «лавовыми трубками», образованными при движении горячей жидкой лавы, окруженной внешними застывшими ее слоями (рис. 3.4).
Долины Маринера – система огромных каньонов, протянувшаяся на 4000 км на восток от плато Фарсида вдоль экватора. По происхождению это трещины растяжения коры, подобные Байкальскому и Восточно-Африканскому рифтам на Земле. Глубина долин Маринера достигает 10 км, ширина – до 300 км.
Полюса Марса покрыты полярными шапками. Летом шапки состоят из водяного льда с песком и пылью, зимой на них намерзает большое количество диоксида углерода из атмосферы. Весной возгонка углекислого газа из шапок может происходить в форме газово-пылевых гейзеров.
Возраст участков коры Марса оценивают по плотности кратеров. Геохронологическая шкала Марса делится на три периода: Нойский, Гесперийский и Амазонийский.
Нойский период охватывает время с 4,1 до 3,7 млрд лет назад, когда произошла поздняя метеоритная бомбардировка. В это время образовались равнина Эллада, плато Фарсида и долины Маринера.
Гесперийский период продолжался с 3,7 до примерно 3,0 млрд лет назад, и на это время пришлись эпизоды активного вулканизма и мощных кратковременных потоков воды, прорезавших каньоны по краям равнины Хриса и в других местах. В этот период начался рост вулкана Олимп.
Амазонийский период (примерно с 3 млрд лет назад и до современного периода) был временем затухания геологической активности и исчезновения жидкой воды с поверхности Марса. Основными геологическими процессами этого периода являются ветровая эрозия, перемещение пыли, формирование ветровых осадков и ледниковые процессы. Граница между Гесперийским и Амазонийским периодами достаточно приблизительна, и некоторые ученые сдвигают ее до времени 2,5–2 млрд лет назад (табл. 3.1).
На первый взгляд похоже, что северное полушарие аналогично земному океану, а южное – материку. Но кора Марса значительно толще, чем земная: около 25–30 км под северным полушарием и до 50 км – под южным. Ничего похожего на срединно-океанические хребты на Марсе не видно, и сейчас активной тектоники плит там быть не может. Земные материки сложены в основном гранитами, тогда как оба полушария Марса покрыты базальтами, подобно Луне и Венере. Признаки гранитоподобных пород на Марсе обнаружены лишь в отдельных местах – в центральных холмиках двух метеоритных кратеров на склонах низкого щитового вулкана Большой Сырт, в одной из двух кальдер этого вулкана, на склоне долины в земле Ксанте к северу от долин Маринера, в кратере Гейл и больше всего – на земле Ноя к западу от равнины Эллада, где выходы гранитов занимают сотни квадратных километров на дне многих больших кратеров (Wray et al., 2013).