Долина Маринера ( лат. Valles Marineris , / ˈ v æ l ɪ s m ær ɪ ˈ n ɛər ɪ s / ; [1] лат. Долины Маринера , названные в честь марсианского орбитального аппарата Mariner 9 1971–72 годов, который их открыл) — система каньонов , пролегающая вдоль поверхности Марса к востоку от региона Тарсис . [2] Имея длину более 4000 км (2500 миль), ширину 200 км (120 миль) и глубину до 7 км (23 000 футов), [3] [4] Долина Маринера является крупнейшим каньоном в Солнечной системе . [5]
Долина Маринера расположена вдоль экватора Марса, на восточной стороне возвышенности Фарсиды , и простирается почти на четверть окружности планеты. Система каньонов начинается на западе с Лабиринта Ночи ; на восток идут каньоны Титония и Иуса , затем каньоны Меласа , Кандора и Офира , затем каньон Копрата , затем каньон Ганг , Капри и Эос ; наконец, она впадает в область отводного канала, содержащего хаотичный рельеф , который заканчивается в бассейне равнины Хриса .
Недавно было высказано предположение, что Долина Маринера — это большая тектоническая «трещина» в марсианской коре. [6] [7] Большинство исследователей сходятся во мнении, что она образовалась, когда кора утолщалась в регионе Тарсис на западе, и впоследствии была расширена эрозией. Вблизи восточных флангов разлома, по-видимому, есть каналы, которые могли быть образованы водой или углекислым газом . Также было высказано предположение, что Долина Маринера — это большой канал, образованный эрозией лавы , текущей с фланга горы Павонис . [8]
Наиболее согласованная теория на сегодняшний день заключается в том, что Долина Маринера была образована рифтовыми разломами , позже расширенными эрозией и обрушением стенок рифта, подобно тому, как образовался Восточно-Африканский разлом . Считается, что формирование Долины Маринера тесно связано с образованием Выступа Тарсис . Выступ Тарсис формировался с Нойского по позднегесперианский период Марса в три этапа.
Первая стадия состояла из сочетания вулканизма и изостатического поднятия ; вскоре, однако, вулканизм нагрузил кору до точки, в которой кора больше не могла выдерживать дополнительный вес Тарсиса, что привело к широко распространенному образованию грабенов в возвышенных районах Тарсиса. Вторая стадия состояла из большего вулканизма и потери изостатического равновесия ; области источника вулканизма больше не находились под Тарсисом, создавая очень большую нагрузку. Наконец, кора не смогла удерживать Тарсиса, и образовались радиальные разломы, в том числе в Долинах Маринера. Третья стадия в основном состояла из большего вулканизма и ударов астероидов. Кора, уже достигшая своей точки разрушения, просто осталась на месте, и образовались более молодые вулканы. Вулканизм Тарсиса включал магму с очень низкой вязкостью , образуя щитовые вулканы, похожие на вулканы Гавайской островной цепи , но, поскольку на Марсе в настоящее время активная тектоника плит незначительна или отсутствует, активность горячей точки привела к очень длительной истории повторяющихся вулканических извержений в одних и тех же местах, что привело к образованию некоторых из крупнейших вулканов в Солнечной системе, включая самый большой, Олимп . [9]
Оползни оставили многочисленные отложения на дне Долины Маринера и способствовали ее расширению. Возможными причинами оползней являются землетрясения, вызванные тектонической активностью или ударными событиями. Оба типа событий высвобождают сейсмические волны, которые ускоряют землю на поверхности и под ней. Марс гораздо менее тектонически активен, чем Земля, и марсотрясения вряд ли обеспечивали сейсмические волны необходимой величины. [10] Большинство крупных кратеров на Марсе датируются Поздней тяжелой бомбардировкой , 4,1–3,8 миллиарда лет назад (нойский период), и старше оползневых отложений в Долине Маринера. Однако три кратера (включая кратер Оудеманс ) были идентифицированы на основе их близости и более поздних дат как те, чье образование могло вызвать некоторые из оползней. [10]
Теории о формировании Долины Маринера менялись с годами. [11] Идеи 1970-х годов были связаны с водной эрозией или термокарстовой активностью, которая представляет собой таяние вечной мерзлоты в ледниковых климатах. Термокарстовая активность могла внести свой вклад, но водная эрозия является проблематичным механизмом, поскольку жидкая вода не может существовать в большинстве современных условий на поверхности Марса, которые обычно испытывают около 1% атмосферного давления Земли и диапазон температур от 148 К (−125 °C; −193 °F) до 310 К (37 °C; 98 °F). Многие ученые, однако, сходятся во мнении, что жидкая вода текла по поверхности Марса в прошлом, когда атмосферные условия были другими. Долина Маринера могла быть расширена текущей водой в то время. Другая гипотеза Макколи в 1972 году заключалась в том, что каньоны образовались в результате оттока подповерхностной магмы. Около 1989 года была предложена теория образования путем разрыва при растяжении.
Noctis Labyrinthus , на западном краю рифтовой системы Valles Marineris, к северу от Syria Planum и к востоку от Pavonis Mons , представляет собой перемешанную местность, состоящую из огромных блоков, которые сильно раздроблены. Она также содержит каньоны, которые тянутся в разных направлениях, окружая большие блоки более старой местности. Большинство верхних частей блоков состоят из более молодого раздробленного материала, предположительно вулканического происхождения, связанного с выступом Фарсиды. Другие вершины состоят из более старого раздробленного материала, предположительно также вулканического происхождения, но отличающегося от более молодого материала большей шероховатостью и большим количеством ударных кратеров. Стороны блоков состоят из неразделенного материала, предположительно являющегося подстилающей породой. Пространство между блоками состоит в основном из грубого или гладкого материала пола. Грубый материал пола, как правило, находится в восточной части Noctis Labyrinthus и, как полагают, представляет собой обломки со стен или, возможно, эоловые особенности, покрывающие неровный рельеф и оползни. Гладкий материал пола, как полагают, состоит из речного или базальтового материала и/или эоловых образований, покрывающих в остальном неровную и беспорядочную местность. [12] Такие ландшафты, как Noctis Labyrinthus, обычно встречаются в начале каналов оттока, как тот, который исследовался миссией Pathfinder и ее марсоходом Sojourner. Они интерпретируются как место нисходящего блокового сброса, связанного с удалением грунтовой жидкости в катастрофических последовательностях наводнений. [13] Жидкость может быть либо углекислым льдом и газом, водой или лавой. Гипотеза участия лавы связана с предположением, что Noctis Labyrinthus напрямую связан с лавовыми трубками на склоне Pavonis Mons. [8] В 2024 году ученые обнаружили доказательства того, что предполагаемая лава исходит из вулкана, который они назвали Ноктис Монс , который будет седьмой по высоте горой на Марсе высотой 9028 м (29 619 футов), и что восточная часть его основания является домом для множества ледников , потенциально пригодных для жизни, что может сделать его весьма ценным кандидатом на цель для астробиологических миссий. [14] [15]
Дальше на восток от Оудеманса, Ius и Tithonium chasmata расположены параллельно друг другу, Ius на юге, а Tithonium на севере. Ius — более широкий из двух, ведущий к Melas Chasma. Ius имеет хребет по центру под названием Geryon Montes, состоящий из неразделенной фундаментной породы. Дно Ius Chasma в основном состоит из нетронутого оползневого материала, не сильно разрушенного кратерами или эрозией. Южная стена Ius и в меньшей степени северная стена имеют множество коротких долин, тянущихся примерно перпендикулярно линии ущелий. Эти долины имеют приземистый передний край в форме театра, очень похожий на особенности, наблюдаемые на плато Колорадо около Гранд-Каньона , которые появляются из -за подземных вод . (Театральный означает, что сверху голова долины имеет четко выраженную U-образную форму). Долина распространяется за счет продолжающейся эрозии и обрушения стены. [16] Каньон Титония очень похож на Иус, за исключением того, что в нем отсутствуют признаки подтопления на южной стороне, и он содержит небольшую часть материала, который похож на гладкие признаки пола, за исключением того, что он, по-видимому, является пеплопадом, который был размыт ветром. Между двумя каньонами поверхность состоит из более молодого раздробленного материала - потоков лавы и разломов от расширения земной коры выступа Фарсиды . [12]
Следующая часть долины Маринер на востоке — это три каньона, которые с юга на север — это каньоны Мелас , Кандор и Офир . Мелас находится к востоку от Иуса, Кандор к востоку от Титония, а Офир выглядит как овал, который впадает в Кандор. Все три каньона связаны. Дно каньона Мелас примерно на 70% состоит из более молодого массивного материала, который, как полагают, представляет собой вулканический пепел, поднятый ветром в эоловые образования. Он также содержит грубый материал пола от эрозии стен каньона. Кроме того, в этих центральных каньонах есть часть пола, которая выше, чем остальная часть пола, скорее всего, оставленная продолжающимся падением другого материала пола. По краям Меласа также много оползневого материала, как видно в каньонах Иуса и Титония. [12]
Материал дна каньонной системы между Кандором и Мелас хазмата имеет бороздки. Предполагается, что это аллювиальные отложения и/или материал, который обрушился или сжался из-за удаления льда или воды. Также имеются части более старого и более молодого массивного материала дна вулканокластического происхождения — разделенные по возрасту только распределением кратеров. Также имеется протравленный массивный материал дна, который похож на более молодой и более старый массивный материал, за исключением того, что на нем есть признаки ветровой эрозии. Также имеются несколько шпилей неразделенного материала, состоящего из того же материала, что и стены каньона. [12]
Далее на восток система каньонов переходит в Coprates Chasma , которая очень похожа на Ius и Tithonium chasmata. Coprates отличается от Ius восточной частью, которая содержит аллювиальные отложения и эоловый материал [12] и, как и Ius, имеет слоистые отложения, хотя отложения в Coprates Chasma гораздо более четко определены. Эти отложения предшествуют системе Valles Marineris, что предполагает эрозию и осадочные процессы, позже прорезанные системой Valles Marineris. Новые данные Mars Global Surveyor предполагают, что происхождение этой слоистости - это либо просто последовательность оползней , один над другим, вулканического происхождения, либо это может быть дно бассейна жидкого или твердого водяного льда, что предполагает, что периферические каньоны системы Valles Marineris могли быть когда-то изолированными озерами, образовавшимися в результате эрозионного обрушения. Другим возможным источником слоистых отложений может быть ветер, но разнообразие слоев предполагает, что этот материал не является доминирующим. Обратите внимание, что только верхние слои тонкие, в то время как нижние слои очень большие, что говорит о том, что нижние слои состояли из массы выброшенной породы, а верхние слои происходят из другого источника. [17] Часть этой слоистости могла быть перенесена на дно оползнями, в которых слои остаются полунетронутыми, однако слоистая секция выглядит сильно деформированной с утолщающимися и истончающимися слоями, которые имеют множество складок, как видно на изображении MOC № 8405. Эта сложная местность также может быть просто размытым осадком со дна древнего марсианского озера и казаться сложной, потому что все, что у нас есть, это вид с воздуха, как геологическая карта, и недостаточно данных о высоте, чтобы увидеть, горизонтальны ли слои.
Около 60° з.д. находится самая глубокая точка системы Долины Маринер (а также самая низкая точка по высоте) на 11 км (36 000 футов) ниже окружающего плато. К востоку отсюда есть около 0,03 градуса уклона вверх перед достижением отточных каналов, что означает, что если вы выльете жидкость в эту часть каньона, она образует озеро глубиной 1 км (3300 футов), прежде чем вытечет в сторону северных равнин. [18]
Поле из более чем 100 ямчатых конусов на дне Копратской каньоны было интерпретировано как набор небольших магматических шлаковых или туфовых конусов с сопутствующими потоками лавы. Датирование кратеров указывает на то, что они относятся к периоду от середины до конца Амазонки , примерно от 200 до 400 миллионов лет. [19] [20]
Далее на восток лежат каньоны Эос и Ганг . Западное дно каньона Эос в основном состоит из протравленного массивного материала, состоящего из вулканических или эоловых отложений, позже размытых марсианским ветром. Восточный конец каньона Эос имеет большую площадь обтекаемых баров и продольных полос. Это интерпретируется как отложения плато, высеченные потоками, и материал, перенесенный и отложенный текущей жидкостью. Каньон Ганг является ответвлением каньона Эос в общем восточно-западном направлении. Дно Ганга в основном состоит из аллювиальных отложений со стен каньона. [12]
К востоку от Эоса и Ганга долина Маринера впадает в регион Хриса северных равнин Марса на высоте всего 1 км (3300 футов) над самой глубокой точкой долины Маринера в Мелас-Чазме. Области оттока северных равнин похожи на рельеф, наблюдаемый в месте посадки Mars Pathfinder . Земным аналогом этих каналов оттока на Земле были бы скалы восточного Вашингтона . Скабы восточного Вашингтона являются результатом повторяющихся катастрофических наводнений из-за нарастания ледяной плотины в верховье озера Миссула в позднем плейстоцене . Ледяная плотина блокировала воду на некоторое время, но когда она разрушалась, лед всплывал на поверхность последующего наводнения, и обширные территории были лишены верхнего слоя почвы и растительности, оставляя большую бесплодную область островов в форме «слезы», продольных борозд и террасных краев. Многие из этих особенностей также наблюдаются в марсианских каналах оттока, но в большем масштабе. [21]
Отток происходит последовательно через несколько областей хаотической местности, Хаос Авроры и Хаос Гидраот , и, наконец, через долины Симуд и Тиу в равнину Хриса. [13] [22]
Интерактивная карта-изображение глобальной топографии Марса . Наведите курсор твоя мышьна изображение, чтобы увидеть названия более 60 выдающихся географических объектов, и щелкните, чтобы перейти к ним. Цвет базовой карты указывает относительные высоты , основанные на данных лазерного высотомера Mars Orbiter Laser Altimeter на Mars Global Surveyor NASA . Белые и коричневые цвета указывают самые высокие высоты (от +12 до +8 км ); за ними следуют розовые и красные (от +8 до +3 км ); желтый -0 км ; зеленый и синий — более низкие высоты (до−8 км ). Оси — широта и долгота ; отмечены полярные регионы .
