Геология Марса — наука, изучающая поверхность, кору и внутреннюю структуру Марса. Особое внимание уделяется составу, структуре, истории и физическим процессам, сформировавшим планету. Данная область науки аналогична земной геологии. В планетологии понятие геология подразумевает изучение твёрдой составляющей планет и их спутников. Данный термин включает аспекты геофизики, геохимии, минералогии, геодезии и картографии. Неологизм ареология, от греческого слова Arēs (Марс), иногда используют как синоним геологии Марса в научно-популярных источниках и в научной фантастике (например, в Марсианской трилогии Кима Стенли Робинсона)Quinion, M. (1996). World Wide Words Website, http://www.worldwidewords.org/turnsofphrase/tp-are1.htm ., но профессиональными геологами и планетологами данный термин используется крайне редкоCarr, M.H., USGS, Personal Communication, September 13, 2010..
Геологическая карта Марса (2014)
Внутренняя структура
Марс является планетой земного типа и состоит из каменистых пород с примесью железа. Как и в случае Земли, на раннем этапе эволюции произошло расслоение на железное ядро и силикатную мантию, затем образование коры толщиной в среднем 50 км. Радиус ядра составляет порядка половины радиуса всего Марса, однако точно не известен, как и его состояние.
Физическая география Большая часть современных сведений о геологии Марса получена при исследовании форм рельефа, видимых на изображениях, получаемых космическими аппаратами. Ряд отдельных крупномасштабных структур на поверхности свидетельствует о различных типах геологических процессов, протекавших на планете в течение длительного времени. В данном разделе представлены несколько крупных физиографических областей Марса. При совместном рассмотрении данные области показывают, каким образом геологические процессы, включающие вулканическую и тектоническую активность, воздействие воды, льда и импактные события, формировали облик планеты на больших временных масштабах.
Дихотомия полушарий
Северное и южное полушария Марса существенно отличаются друг от друга по топографии и физической географии. Данная дихотомия является глобальной геологической особенностью планеты. Северная часть планеты представляет собой гигантскую впадину. Около трети поверхности планеты (в основном в северном полушарии) лежит на 3—6 км ниже по высоте, чем другие две трети. Такая разница высот на Земле проявляется в виде различия высот континентов и океанических котловин . Дихотомия также проявляется двумя другими способами: в виде различия плотности ударных кратеров и толщины коры в двух полушариях. Полушарие к югу от границы дихотомии испещрено кратерами; рельеф характерен для периода поздней тяжёлой бомбардировки. Низменности к северу от границы дихотомии обладают малым количеством крупных кратеров, являются гладкими и плоскими; ряд признаков показывает, что в данной области происходило длительное обновление поверхности с того момента, как сформировались южные возвышенности. Также у двух полушарий различна толщина коры. Топографические и геофизические данные о гравитации показывают, что максимальная толщина коры в области южных возвышенностей равна 58 км, а в области северных низменностей — около 32 км. Расположение границы дихотомии имеет различные широты, в зависимости от того, какое именно из трёх проявлений рассматривается.
Природа и возраст дихотомии полушарий до сих пор являются предметом обсуждений. Гипотезы о возникновении дихотомии делятся на две категории: в рамках первой дихотомия создаётся сверхкрупным импактным событием или несколькими событиями на ранней стадии истории планеты (экзогенные теории), в рамках второй дихотомия создаётся истончением коры в северном полушарии вследствие конвекции в мантии, переворачивания слоёв или других химических и тепловых процессов внутри планеты (эндогенные теории). В одной из эндогенных теорий предполагается ранний этап тектоники плит, создавший более тонкую кору на севере. Вне зависимости от механизма возникновения дихотомия считается крайне давним явлением. Новая теория, основанная на гипотезе гигантского южного полярного импактного события () и подтверждённая при открытии двенадцати явлений выравнивания, показывает, что экзогенные теории могут с большей вероятностью соответствовать действительности и что у Марса могло не быть значимой тектонической активности, способной влиять на дихотомию. Данные лазерного и радарного измерения высот с помощью космических аппаратов на орбите вокруг Марса показали наличие большого количества котловинообразных структур, до этого не различаемых на фотографических изображениях. Называемые квазикруговыми впадинами (), данные особенности рельефа по всей видимости представляют ударные кратеры периода тяжёлой бомбардировки, покрытые в настоящее время налётом более молодых объектов. Исследование таких впадин показало, что лежащая под ними поверхность в северном полушарии по крайней мере такая же по возрасту, как наиболее старая часть выходящей на поверхность коры в области южных возвышенностей. Большой возраст дихотомии накладывает значительные ограничения на теории её возникновения.
Вулканические провинции Фарсида и Элизий На границе дихотомии в западном полушарии Марса расположена крупная вулканически и тектонически активная провинция Фарсида. Данная протяжённая структура простирается на тысячи километров в диаметре и покрывает до 25 % поверхности планеты. Возвышаясь в среднем на 7—10 км над средним уровнем поверхности Марса, Фарсида включает области наибольшей высоты на планете и самые крупные вулканы в Солнечной системе. Три крупных вулкана — гора Аскрийская, гора Павлина и гора Арсия (известные как «горы Фарсида») — вытянуты с северо-востока на юго-запад. Обширная гора Альба занимает северную часть провинции. Крупный щитовой вулкан гора Олимп расположен в стороне от центрального возвышения на западном краю провинции. Исключительная массивность региона создаёт значительное напряжение в литосфере планеты. В результате возникают крупные трещины (грабены, рифтовые долины), радиально расходящиеся от ФарсидыCarr, M. H. (2007). Mars: Surface and Interior in Encyclopedia of the Solar System, 2nd ed., McFadden, L.-A. et al. Eds. Elsevier: San Diego, CA, p. 319..
Меньшая область вулканической активности расположена в тысяче километров от Фарсиды на нагорье Элизий. Вулканический комплекс Элизий имеет 2000 км в диаметре и насчитывает три крупных вулкана: гора Элизий, купол Гекаты и купол Альбор. Группа вулканов Элизия считается отличающейся от гор Фарсида, поскольку её вулканы содержат как лавовые, так и пирокластические горные породы.
Крупные ударные котловины На Марсе существует несколько гигантских круговых котловин, образовавшихся вследствие импактных событий.
Одной из наиболее крупных является равнина Эллада, находящаяся в южном полушарии. Данное образование является второй по размеру подтверждённой ударной структурой на планете, центр имеет координаты 64° в. д. и 40° ю. ш. Центральная часть имеет диаметр 1800 кмBoyce, J.M. (2008) The Smithsonian Book of Mars; Konecky&Konecky: Old Saybrook, CT, p. 13. и окружена широким кольцеобразным хребтом, состоящим из близко расположенных неправильных горных массивов, представляющих собой поднятые блоки старой корыCarr, M.H.; Saunders, R.S.; Strom R.G. (1984). Geology of the Terrestrial Planets; NASA Scientific and Technical Information Branch: Washington DC, 1984, p. 223. http://www.lpi.usra.edu/publications/books/geologyTerraPlanets/ . Древние вулканические структуры с низким рельефом (патеры) расположены в северо-восточной и юго-западной частях хребта. Дно котловины содержит сложную структуру из осадочных отложений, за длительный период времени подвергшихся эрозии и внутренним деформациям. Наименьшие высоты на планете находятся на равнине Эллада, причём ряд областей лежит на глубине ниже 8 км от среднего уровня.
Равнина Аргир и равнина Исиды также представляют собой две крупные структуры ударного происхождения. Равнина Аргир (диаметром 800 км) находится в области южных возвышенностей и окружена широким кольцом гор. Горы в южной части хребта, горы Харит могли подвергаться эрозии вследствие воздействия ледников. Равнина Исиды (около 1000 км в диаметре) находится на границе дихотомии около 87° в. д. Северо-восточная часть хребта вокруг равнины подвергалась эрозии и сейчас находится под слоем отложений, что придаёт границе равнины полукруглый вид. Северо-западный хребет характеризуется грабенами, расположенными по окружности к котловине. Равнина Утопия почти полностью покрыта слоем отложений с северных равнин. Граница равнины ясно различима только по данным о распределении высот.
Все крупные котловины на Марсе крайне старые, относятся к периоду поздней тяжёлой бомбардировки. Считается, что их возраст сопоставим с возрастом моря Дождей и моря Восточного на Луне.
Система каньонов на экваторе
Вблизи экватора в западном полушарии находится система глубоких связанных друг с другом каньонов и провалов, называемая долинами Маринера. Данная система каньонов простирается к востоку от провинции Фарсида более чем на 4 тысячи км, что составляет около четверти длины экватора планеты. Если представить такую систему каньонов на Земле, она бы простиралась на ширину Северной АмерикиKargel, J.S. (2004) Mars: A Warmer Wetter Planet; Springer-Praxis: London, p. 52.. На некоторых участках каньоны достигают ширины 300 км и глубины 10 км. Несмотря на то, что долины Маринера часто сравнивают с земным Гранд-Каньоном, они имеют другое происхождение. Гранд-Каньон является результатом водной эрозии. Марсианские экваториальные каньоны имеют тектоническую природу. Долины Маринера можно сравнить с Восточно-Африканским рифтом. Каньоны представляют собой результат мощных механических напряжений в коре Марса, происходящих в основном от массивного основания Фарсиды.
Хаотический рельеф местности, каналы оттока Местность у восточной оконечности долин Маринера плавно переходит в скопление низких округлых холмов, вероятно, сформировавшихся при коллапсе гористых поверхностей и образовании обширных заполненных валунами лощин. Называемые хаосами, данные области отмечают начала каналов оттока. Наличие вытянутых вдоль русла островов и других структур показывает, что каналы, скорее всего, были сформированы катастрофическими потоками воды из водоносных горизонтов или при таянии подповерхностного льда. Также данные структуры могли быть образованы потоками вулканической лавы, двигавшимися с Фарсиды. Каналы, включая долину Арес и Шалбатана, очень велики по земным масштабам. Например, поток, который мог сформировать долину Арес шириной 28 км, в десять тысяч раз должен превышать по объёму в секунду поток реки Миссисипи .
Ледяные шапки Полярные ледяные шапки впервые наблюдал Христиан Гюйгенс в 1672 годуSheehan, W. (1996). The Planet Mars: A History of Observation & Discovery; University of Arizona Press: Tucson, p. 25. http://www.uapress.arizona.edu/onlinebks/mars/contents.htm .. С 1960-х годов известно, что сезонные полярные шапки состоят из диоксида углерода (CO2), конденсирующегося из атмосферы при падении температуры ниже 148 K, точки замерзания CO2, в течение зимнего времени на полюсе. На севере лёд CO2 почти полностью исчезает летом, оставляя слой водяного льда. На южном полюсе летом остаётся маленькая шапка льда CO2.
Обе ледяные полярные шапки лежат на толстых слоях отложений льда и пыли. На севере отложения образуют плато высотой 3 км и диаметром 1000 км, называемое Северным плато. Аналогичное Южное плато лежит вблизи южного полюса. Оба плато часто рассматривают как синонимы полярных шапок, но постоянный слой льда (область с высоким альбедо на изображениях) составляет очень тонкий слой на поверхности отложений. Вероятно, составляющие плато слои представляют собой чередование пылевых и ледяных отложений, создаваемых переменами климата вследствие изменений параметров орбиты планеты. Полярные отложения являются одними из наиболее молодых геологических структур на Марсе.
Особенности альбедо