4. Поверхности планет и их спутников
Эндогенные и экзогенные процессы. Две группы процессов формируют поверхности П. и их спутников - эндогенные (внутренние) и экзогенные (внешние). Осн. эндогенные процессы уже упоминались - это тектонические и вулканические. Один из важнейших экзогенных процессов - переработка поверхности в результате падений метеоритных тел, образующих характерные кратеры и измельчающих материал поверхности. К экзогенным процессам относятся также механич. эрозия под действием ветра, осадков, воды, ледников, химическое взаимодействие поверхности с атмосферой и гидросферой. На Земле к перечисленным факторам добавляется воздействие биосферы. Строение поверхности определяется тем, какие процессы главенствуют в различные периоды времени. В Солнечной системе эндогенные процессы наиболее активны сейчас на Земле и на Ио (спутнике Юпитера), поэтому на этих телах мало следов метеоритной эрозии. По-видимому, только на Земле хорошо выражена т. н. тектоника плит - перемещение крупных блоков земной коры. Более тонкая океаническая кора "вклинивается" под толстые континентальные блоки, и в соответствующих областях (зонах поддвигания) образуются цепи вулканов, здесь наиболее часты и сильны землетрясения.
На Земле большой вклад в формирование поверхности вносят атмосферная, водная и ледниковая эрозии. Признаки действия экзогенных процессов этого типа имеются на Марсе, но они выражены много слабее, также как и тектонич. активность. На поверхности всех тел, лишённых плотной атмосферы и обладающих относительно слабой тектонич. активностью, наиболее важный процесс - метеоритная бомбардировка.
Типичные формы рельефа. 1) Континентальные блоки и океанические впадины имеются на Земле, Марсе и Венере. Лишь на Земле они заполнены водой. Это наиболее крупномасштабные элементы рельефа. Ср. перепад высот между континентами и океанич. впадинами ≈5 км. 2) Горные цепи хорошо выражены только на Земле. Это складки тектонич. происхождения.
|
Рис. 4. Гигантская вулканическая гора Olympus на Марсе. Её высота над окружающей равниной около 25 км, диаметр в основании около 600 км. |
|
|
Рис. 5. Метеоритные кратеры на поверхности Меркурия (внизу) и Каллисто (вверху) - одного из спутников Юпитера. |
4) Долины тектонич. происхождения ("разломы") имеются на Земле, Венере и Марсе.
5) Метеоритные кратеры - наиболее распространённая форма рельефа на поверхности Меркурия (рис. 5, внизу), Луны, спутников Марса - Фобоса и Деймоса, спутников Юпитера - Ганимеда, Каллисто (рис. 5, вверху), Европы, спутников Сатурна - Дионы, Мимаса, Тефии, Реи и, вероятно, почти всех тел Солнечной системы, имеющих достаточно разреженную атмосферу и твёрдую поверхность. Размеры кратеров - от долей м до десятков и сотен км. Метеоритные кратеры имеются в большом количестве на поверхности Марса. При помощи радиолокац. методов они обнаружены на Венере (см. Радиолокационная астрономия). На Земле настоящих метеоритных кратеров обнаружено очень мало, однако имеются кольцевые геологич. структуры ("астроблемы") - слабо выраженные следы древних метеоритных кратеров. Дело в том, что метеоритная бомбардировка формировала наблюдаемые в настоящее время на др. телах многочисленные кратеры в течение примерно 4 млрд. лет. На поверхности тел, лишенных атмосферы и внутр. активности, они сохранились, на Земле были в большинстве своём стёрты.
6) Бассейны - приблизительно круглые низменности, заполненные застывшей лавой. Они имеют диаметр от неск. сот до 1000 км. Наиболее чётко бассейны выражены на Луне, но имеются также на Марсе и Меркурии. Они образовались в результате падения крупных планетезималей (планетных зародышей, астероидальных тел) ок. 4 млрд. лет назад. При таких падениях кора растрескивалась, гигантские кратеры заполнялись лавой. Лунные моря явл. типичным примером бассейнов.
7) Образования, связанные с водной, ледниковой эрозией, с переносом пылевого вещества ветром, наблюдаются кроме Земли только ещё на одной планете - Марсе. На Марсе обнаружены извилистые долины (рис. 6), вероятно, русла древних рек, свидетельствующие о том, что неск. млрд. лет назад Марс имел более плотную атмосферу и гидросферу (в настоящее время там атмосферное давление такое низкое, что вода не может существовать на поверхности в жидкой фазе).
|
Рис. 6. Извилистая долина Nirgal Vallis. |
|
Рис. 7. Панорамы поверхности Венеры, полученные советскими спускаемыми аппаратами "Венера-9" и "Венера-10" (СССР, 1975г.) |
По механич. структуре поверхностные слои грунта Марса, Меркурия, Луны, Фобоса, Деймоса представляют собой раздробленное вещество, т. н. реголит. Такая структура явл. результатом эрозионных процессов. Частицы реголита имеют различные размеры: от долей миллиметра до микрометра. На поверхности П. земной группы имеются и каменные глыбы метровых размеров (рис. 7).