7. Проблемы космической планетологии

Изучение закономерностей строения литосферы Земли тесно связано с отдельными проблемами геологии других планет. Познание небесных тел с помощью космической техники способствует формированию новых представлений в геологической истории нашей планеты. С началом космической эры к планетам Солнечной системы устремлялись автоматические межпланетные станции, а на Луне были проложены первые геологические маршруты. Во второй половине ХХ в. возникло новое направление в геологической науке – космическая планетология.

Методы дистанционного зондирования позволили выяснить особенности строения отдельных планет Солнечной системы. Накоплен значительный объем космической информации о Луне, Марсе, Венере, Меркурии, Юпитере и его спутниках. Сравнительный анализ этих данных с геологией нашей планеты способствует изучению процессов формирования первичной коры Земли, ее состава, образования океанов, возникновения линеаментных зон, рифтов, очагов проявления вулканизма и сейсмичности. Сравнительно-планетологический метод позволяет также выявить новые закономерности в размещении месторождений полезных ископаемых.

Луна. Совершившие посадку на лунную поверхность советские АМС «Луна-16, -20, -24» отобрали колонки лунного грунта и доставили его на Землю. Самоходные лаборатории «Луноход-1 и -2», оборудованные приборами для анализа горных пород, передали с помощью аппаратуры ценную информацию о составе грунта и других особенностях Луны.

Побывали на лунной поверхности экипажи американских космических кораблей «Аполлон-11, -12, -14, -15, -16 и -17». Первыми на Луне были астронавты Нил Армстронг и Эдвин Олдрин. Они и Майкл Коллинз составили экипаж космического корабля «Аполлон-11», прилунившегося 20 июля 1969 г. у западной окраины Моря Спокойствия. Астронавты собрали около 25 кг образцов горных пород и установили на поверхности Луны аппаратуру, среди которых был сейсмограф.

На основе геологических данных, полученных с самоходных лабораторий серии «Луноход» и космических кораблей «Аполлон», выявлен генезис горных пород на поверхности Луны. Сделан вывод, что они имеют магматическое происхождение и очень древний возраст образования – от 4,6 до 3,16 млрд лет. Представления о внутреннем строении Луны базируются на материалах сейсмического зондирования. До глубины порядка 30 км развиты анортозиты, далее расположена мантия, представленная лунным базальтом, переходящим в нижней мантии к дуниту. Ядро Луны имеет радиус 1400 км и слагается основными породами при большом участии оливина и пироксена.

На фотографиях Луны отображаются крупнейшие формы ее поверхности. Большую часть лунного рельефа занимают возвышенные пространства – материковые области. Они соответствуют первичной анортозитовой коре, возраст которой определен в 4,6–4,0 млрд лет. В пределах материков выделяют горы – Апеннины, Карпаты и др. Обширные прогибы, или «морские» бассейны (Море Дождей, Море Спокойствия и др.) являются более поздними образованиями. Они заполнены застывшей базальтовой лавой в период от 3,9 до 3,16 млрд лет назад. По отношению ко всей лунной поверхности материковые области занимают 83,1 % ее площади, «моря» – 16,9 %. Максимальная амплитуда высот на Луне 11 км, а по регионам колебания превышений рельефа в пределах 4–6 км.

Характерной формой рельефа лунной поверхности являются метеоритные кратеры. Их размеры составляют от десятков и даже первых сотен километров в поперечнике до малых долей миллиметра. Ярким примером морфологии крупных метеоритных образований служит кратер Коперник. На фотографиях, выполненных с автоматических станций, видно широкое дно кратера с центральной горкой, обрамленное крупными склонами с оползневыми террасами. Диаметр кратера составляет 93 км, максимальная высота стенок над днищем 3,8 км. Возраст метеорного кратера Коперник и образующих его кольцевых гор оценивается в 0,8–1,0 млрд лет. На Земле же подобная форма рельефа при современном темпе денудации была бы полностью уничтожена процессами разрушения и сноса за несколько миллионов лет.

Космическая съемка Луны подтвердила наличие на ее поверхности извилистых русел, напоминающих земные временные реки аридных областей. Природа сухих русел на Луне пока не разгадана. При сейсмическом изучении лунных недр установлено, что они чрезвычайно сухи и свободной воды не содержат.

Марс. В результате геологических исследований Марса космическими станциями серии «Маринер», «Марс», «Викинг», «Фобос» и «Марс–Глобал–Сервейер» (работает в ХХI в.) установлено, что отдельные районы этой планеты формировались преимущественно под действием метеоритной бомбардировки либо вулканизма. В других частях поверхности Марса, по-видимому, преобладали тектонические явления, эрозия и осадочные процессы.

Фотографии, полученные советскими космическими аппаратами «Марс-4 и 5» и «Маринарами-4,6 и 7» (США) позволили сделать вывод, что большая часть Марса плотно покрыта кратерами, подобно южным материкам Луны и ее обратной стороне. Несмотря на то что «Маринер-9» обнаружил обширные районы с относительно малым числом кратеров, все же представляется, что образование кратеров, по-видимому, было основным процессом в геологической истории Марса. Марсианские кратеры в общем сходны с лунными кратерами сравнимого размера, и основные различия между ними связаны лишь с сильным разрушением марсианских кратеров.

Возможно, большая часть кратеров на Марсе так же, как и на Луне, образовалась в результате ударов метеоритов. Это обнаруживается из их морфологии и распределения по размерам. Определенная часть кратеров имеет вулканическое происхождение. Однако отличить вулканогенные кратеры от ударных, когда и те и другие сильно разрушены, крайне сложно.

С помощью аппарата «Маринер-9» удалось получить фототелевизионные изображения всей планеты, причем разрешение при съемках некоторых участков достигло 100 метров. Один из наиболее важных результатов исследований «Маринера-9» – выявление значительной роли вулканических процессов в формировании поверхности Марса. Самые примечательные вулканические образования – четыре огромных щитовых вулкана гавайского типа. Эти вулканы по крайней мере вдвое крупнее земных вулканических сооружений.

Среди подобных образований наиболее отчетливо выделяется гигантское сводовое поднятие Фарсида, имеющее округлые очертания. Поперечник поднятия равен 5–6 тыс. км. В центре Фарсида находятся основные вулканические сооружения Марса.

Самый крупный щитовой вулкан района Фарсида – Гора Олимп с поперечником около 600 км. Над окружающей местностью вулкан возвышается на 24 км. (рис. 24, 25). Вершина Олимпа – обширная кальдера диаметром 65 км. Во внутренней части кальдеры видны крутые уступы и два кратера диаметром около 20 км. С внешней стороны кальдера окружена сравнительно крутым конусом, по периферии которого расстилаются лавовые потоки радиального рисунка. Более молодые потоки располагаются ближе к вершине, что указывает на постепенное угасание вулканической активности. Щитовой вулкан Олимп окружен крутыми и довольно высокими уступами, формирование которых можно объяснить повышенной вязкостью магмы вулкана. Такое предположение согласуется с данными о его большей высоте по сравнению с близко расположенными вулканами гор Фарсида.

Рис. 24.Космический снимок марсианского вулкана-гиганта Олимп, полученный с АМС «Маринер-9»

Рис. 25.Вулкан-гигант Олимп и некоторые земные вулканы

У щитовых вулканов свода Фарсида намечаются дуговые разломы по периферии. Образование подобных трещин объясняется напряжениями, которые вызваны процессом извержения. Дуговидные разломы, характерные для многих вулканических областей Земли, приводят к формированию многочисленных вулкано-тектонических кольцевых структур.

На Земле вулканические аппараты и рифтовые зоны часто образуют единую вулканотектоническую область. Подобная закономерность проявилась и на Марсе. Так, система разломов, названная по наиболее крупному грабену системой Копрат, прослеживается в широтном направлении вдоль экватора на расстоянии 2500–2700 км. Ширина этой системы достигает 500 км, а состоит она из ряда рифтообразных грабенов шириной до 100–250 км и глубиной 1–6 км.

К юго-западу от сводового поднятия Фарсида на космических фотографиях обнаруживаются системы разломов, уходящие далеко в глубь континентальной области. Они представляют собой ряд четких, почти параллельных линий и имеют протяженность 1800 км при ширине 700 – 800 км. Разломы эти сгруппированы в четыре зоны примерно с равными интервалами между ними. На поверхности разломы выражены уступами, иногда бороздами. Не исключено, что эта система образована разломами древнего происхождения, обновленными в процессе развития свода Фарсида.

Разломы и трещины в континентальных областях Марса ориентированы преимущественно в северо-восточном и северо-западном направлениях. На космических фотографиях эти линии выражены не очень отчетливо, что свидетельствует об их древнем заложении. Большинство разломов имеет протяженность в несколько десятков километров. Местами они группируются в линеаменты значительной протяженности. Отчетливо проявленная ориентировка таких линеаментов под углом 45⁰ к меридиану позволяет связывать их образование влиянием вращающих сил. Вероятно, линеаменты могли возникнуть еще на стадии формирования первичной коры. Следует отметить, что линеаменты Марса сходны с планетарной трещиноватостью земной коры.

Космическое зондирование Марса позволило сделать вывод, что тектоника этой планеты имеет много общих черт со строением литосферы Земли. Лабораторией космической геологии МГУ была составлена первая тектоническая карта Марса масштаба 1:20 000 000.

Многие заметные на космических фотографиях Марса «каналы» весьма похожи на русла земных рек. Это волнистые многорусловые образования, содержащие береговые террасы, острова и возможно, наносы. Кажется бесспорным, что эти марсианские каналы вырыты потоком жидкости. В общепринятой рабочей гипотезе считается, что эта жидкость – вода, хотя следует рассмотреть и возможность эрозионного действия систем, подобных жидкостям и включающих газ и твердое вещество. На Марсе явно отсутствуют связанные системы стоков, аналогичные существующим на Земле речным долинам.

Система марсианских каналов, большая часть которых не обнаруживает существенных изменений строения от истоков до устья, напоминают образования, созданные эпизодическими паводками на Земле. Их форма характерна для иногда возникающих веерных потоков в пустынных областях или – что ближе по масштабам к марсианским каналам – для русел, образующихся при катастрофических паводках озер, запруженных ледяными дамбами. Такие русла свойственны и потокам, возникшим в результате таяния льда при подледном извержении. Заметный во многих каналах плетенный узор указывает на сильные изменения режима течения потоков.

Возникает вопрос об источнике огромного количества воды (или другой жидкости), необходимого, чтобы прорезать русла каналов, иногда достигающих 1500 км в длину и более 200 км в ширину. С теоретических позиций атмосфера Марса не могла бы дать необходимый объем воды. Однако можно предположить, что подходящее количество воды эпизодически освобождается из полярных шапок. Источник жидкости, вероятнее всего, находится в литосфере Марса.

Новые карты марсианской поверхности получены с помощью лазерной космической съемки прибором «Марс Орбитер». Он установлен на американском спутнике «Марс–Глобал–Сервейер», который с 1997 г. совершает облет Марса на высоте 400 км. Прибор непрерывно посылает к поверхности планеты короткие лазерные импульсы и измеряет время до возвращения отраженного сигнала. Подобное зондирование способствует довольно точному картографированию рельефа Марса между 55º южной широты.

Принято считать, что Марс возник примерно 4,6–5 млрд лет назад, одновременно с другими планетами Солнечной системы, в процессе уплотнения протопланетного облака. В результате дифференциации вещества выделялись ядро, мантия и первичная марсианская кора. Ядро Марса, вероятно, меньше земного, поскольку меньше и общая плотность планеты. Состав первичной коры был, по-видимому, анортозитово-габбровым (т. е. из магматических пород основного состава), как и на Луне.

Первичная марсианская кора может быть обнаружена в тех местах каждого полушария, которые буквально испещрены кратерами. Эти кратеры, имеющие такой же облик, как кольцевые структуры Луны и Меркурия, возникли, по мнению большинства исследователей, в результате ударов метеоритов. На Луне основная часть кратеров образовалась около 4 млрд. лет назад в связи с так называемой «тяжелой бомбардировкой» из метеоритового роя, окружавшего формировавшееся планетное тело.

Венера. Первой советской космической станцией, достигнувшей венерианской поверхности, была «Венера-3». Станциями «Венера-13 и -14» удалось впервые отснять цветные панорамы поверхности планеты и при помощи буровой установки, соединенной с рентгенофлюоресцентным спектрометром, проанализировать химический состав грунта Венеры. Были получены спектры образца породы и установлено, что грунт Венеры похож на земные щелочные базальты.

Радиолокационное зондирование планеты проведено «Венерой-15». Получено изображение приполярной области площадью более миллиона квадратных километров, имеющий вид полосы длиной 9 тыс. и шириной 150 км. Дважды пролетел и выполнял ТВ-съемку венерианской поверхности «Маринер-10». Применяя радарное устройство в сочетании с использованием наземных радиотелескопов, спутник «Пионер-Венера-1» (США) проводил съемку поверхности планеты между шестидесятыми параллелями.

С помощью спускаемых аппаратов-лабораторий удалось выяснить, что горные породы Венеры оказались такими, как на Земле, Луне, Марсе и Меркурии, излившимися магматическими породами основного состава. Порода богата калием, ураном и торием, что свидетельствует об ее вторичной экзогенной переработке. Обнаружено наличие маломощных слоистых толщ, образование которых связывается с осаждением из атмосферы вулканического пепла и метеоритной пыли.

Методами радарной космосъемки получены данные о макрорельефе венерианской поверхности. Так, вблизи экватора выявлен линейный трог протяженностью 1500 км, шириной 150 км и глубиной 2 км. По своей морфологии он напоминает Восточно-Африканскую систему рифтов на Земле и гигантский грабен Копрат в экваториальном поясе Марса. В пределах тропических широт Венеры выделяются три крупные зоны разломов, трассирующихся на многие тысячи километров.

На венерианской поверхности широко представлены щитовые вулканы. Крупнейший из них напоминает марсианский вулканический гигант Олимп. Поперечник его от 300 до 400 км, однако высота намного уступает Олимпу – всего один километр. Венера осложнена системами кратеров, особенно в экваториальной зоне. Крупные кратеры имеют размеры в поперечнике от нескольких десятков километров до 150 км. Наряду с кратерами на Венере имеются гигантские овальные впадины-депрессии, подобные Морю дождей на Луне, диаметром до одной тысячи километров. У Венеры в отличие от Земли и Марса преобладают преимущественно сглаженные формы рельефа.

Меркурий – самая близкая к Солнцу планета. Первые фотографии Меркурия были получены с космического аппарата «Маринер-10». Двумя ТВ-камерами высокого разрешения на Землю было передано более 2 тыс. кадров о «загадочной» планете. Съемкой была охвачена преимущественно полярная область южной полусферы, составляющая 37 % от площади всей поверхности планеты.

ТВ-снимки Меркурия показывают, что его поверхность осложнена метеоритными кратерами, имеющими высоту обрамляющих их кольцевых валов до 2 – 4 км. Подобно тому как это происходит на Луне, поток падающих на поверхность планеты космических тел создает в меркурианской коре радиально-концентрические структуры и формирует зону дробления горных пород, свиту ударных брекчий и, наконец, поверхностный слой микробрекчий – реголит. Ударные кратеры на Меркурии более уплощены, чем лунные, имеют меньшую глубину и высоту кольцевых валов. Причиной их меньшей выразительности считается сила тяжести планеты, которая в 2 раза превосходит лунную.

На поверхности Меркурия помимо ударных кратеров распространены огромные уступы высотой до 2–3 км и протяженностью в сотни и даже первые тысячи километров. Их формирование, по-видимому, связано с сжатием планеты после фазы расплавления внешней сферы, которое обусловлено уменьшением объема вещества после перехода его из жидкой фазы в твердую. Подобные «уступы» отсутствуют на поверхности Луны.

Спутники Юпитера. В целом планета – гигант Юпитер со своими 39 спутниками представляет собой небольшую планетную систему. К внутренним спутникам относятся четыре самых крупных (диаметр от 3 до 5 тыс. км) – это Ио, Европа, Ганимед и Каллисто, открытые Галилеем в 1610 г. Данные о поверхности и глубинном строении юпитерианских спутников получены благодаря съемкам автоматических космических станций «Вояджер-1,-2» и «Галилео».

На изображениях самого близкого к Юпитеру спутника Ио заметны следы активной вулканической деятельности. Совсем недавно «Галилео» получил новые фотографии извержения вулкана, происходящего на Ио.

С помощью снимков поверхности и измерений гравитационного и магнитного полей, выполненных «Галилео», геологическое строение Европы ученые интерпретируют в виде двух моделей. Первая предполагает, что под 15-километровым слоем холодного льда расположен слой более теплых ледяных масс. Согласно второй модели, под верхним слоем льда залегает слой воды глубиной до 100 км. По данным космического зондирования на Европе выделяются области геологической активности и системы линеаментов длиной до 300 км. Существует мнение, что Европа разогревается, а затем охлаждается под действием приливного цикла, связанного с Юпитером.

Космические изображения свидетельствуют, что поверхность Каллисто обладает самой высокой в Солнечной системе плотностью ударных кратеров. Магнитные измерения, проведенные «Галилео» с малой высоты, показывают, что магнитное поле Каллисто меняется так же, как и магнитное поле Европы, что может найти свое объяснение в том случае, если предположить наличие под поверхностью слоя соленой воды.

Спутник Ганимед больше похож на планеты земной группы, чем на Юпитер, и отличается от них наличием льда, слагающего твердую верхнюю его оболочку. О присутствии ледяного покрова на Ганимеде свидетельствуют также спектрофотометрические данные и характерные потоковидные выбросы из кратеров, которые ранее были обнаружены на Марсе. Ганимед вслед за Каллисто и Европой стал третьим спутником Юпитера, где, как предполагается, под слоем льда может существовать вода в жидком состоянии.

На Ганимеде выделяются два типа поверхности: темные области, покрытые кратерами, и светлые области, пересеченные сложными системами линеаментов. По космическим снимкам, полученным со станций «Вояджер», В. Б. Нейманом составлена тектоническая схема Ганимеда масштаба 1:25 000 000. На ней он показал палео-, мезо- и кайнозоны и пришел к выводу о широком развитии диагональных систем трещин, а для кайнозоны установил доминирующее субширотное направление разломов. В пределах мезо- и кайнозон им выделены молодые вулканические очаги с радиально-лучистыми системами линеаментов.

Благодаря космической планетологии появилась возможность создать тектонические карты Луны, Марса, Венеры, Меркурия и спутника Юпитера – Ганимеда. Установлено, что у планет земной группы имеется много сходного: все они имеют ядро, мантию и кору. Планеты характеризуются глобальной асимметрией в распределении континентальной и океанической коры. В литосфере этих планет и у Луны обнаружены системы разломов, отчетливо видны трещины растяжения, приведшие к образованию на Земле, Марсе и Венере рифтовых систем. Только на Земле и Меркурии пока установлены структуры сжатия. Лишь на нашей планете выделяются складчатые пояса, гигантские сдвиги и шарьяжи. В дальнейшем предстоит выяснить причину различия в строении коры Земли и других планет, определить, связано ли это с внутренней энергией или обусловлено чем-то другим.

Сравнительно-планетологический анализ показал, что в литосфере планет земной группы можно выделить континентальные, океанические области и области переходные. Мощность коры на Земле, Луне, Марсе и других планетах земной группы по расчетам геофизиков не превышает 50 км.

Обнаружение древних вулканов на Марсе, Венере и современного вулканизма на спутниках Юпитера показало общность процессов образования литосферы и ее последующих преобразований. Сходными оказались даже формы вулканических аппаратов.

Изучение метеоритных кратеров Луны, Марса Венеры и Меркурия привлекло внимание к поискам подобных образований на Земле. Сейчас выявлены десятки древних метеоритных кратеров – астроблем – диаметром до 100 км. Если о подобных лунных кратерах долго шла дискуссия по поводу их вулканического или метеорного происхождения, то после обнаружения аналогичных кратеров на спутниках Марса Фобосе и Деймосе предпочтение отдается метеорной гипотезе.

Космическая планетология имеет большое практическое значение для геологии. При поисках полезных ископаемых в недрах Земли, геологи все теснее сталкиваются с проблемами образования рифтовых зон и разломов литосферы. Отмечается связь рудных месторождений со строением кольцевых структур. Существует гипотеза, что первичный кольцевой рисунок земной коры, возникший почти 4 млрд лет назад, мог определять неравномерность процессов тепломассопереноса из недр к поверхностным слоям земной коры. Такие геологические условия должны были влиять на распределение магматических пород, рудных месторождений, на формирование залежей нефти и газа.