Сети долин — это разветвленные сети долин на Марсе , которые внешне напоминают земные речные бассейны . [1] Они встречаются главным образом врезанными в рельеф южного марсианского нагорья и, как правило, хотя и не всегда, относятся к нойевскому периоду (примерно четыре миллиарда лет). Отдельные долины обычно имеют ширину менее 5 километров, хотя они могут простираться на сотни или даже тысячи километров по поверхности Марса.
Форма, распределение и предполагаемая эволюция сети долин имеют большое значение для того, что они могут рассказать нам об истории жидкой воды на поверхности Марса и, следовательно, об истории климата Марса . Некоторые авторы утверждают, что свойства сетей требуют, чтобы на древнем Марсе был активный гидрологический цикл [2] , хотя это остается спорным. [3] Возражения возникают главным образом из-за неоднократных результатов моделей марсианского палеоклимата, предполагающих, что на Марсе никогда не были возможны достаточно высокие температуры и давления, чтобы поддерживать жидкую воду на поверхности. [4]
Появление изображений поверхности с очень высоким разрешением со спутниковых камер HiRISE , THEMIS и Context (CTX), а также цифровых моделей местности Mars Orbital Laser Altimeter (MOLA) радикально улучшило наше понимание сетей за последнее десятилетие.
Долины сетей обычно узкие (<0,5–4 км) и глубиной 50–200 м, причем ни одно из этих значений не меняется постоянно по длине. Форма их поперечного сечения имеет тенденцию меняться от V-образной в верховьях до U-образной в нижнем течении. Отдельные долины образуют взаимосвязанные разветвленные сети, обычно длиной менее 200 км и впадающие в местные топографические понижения. [1] Форма долин притоков обычно описывается как «короткая» или аналогичный термин, подразумевающий небольшую длину вдали от магистральных ручьев и амфитеатрические окончания в их истоках. [1] [5] Многие авторы описывают плотность дренажа сетей как обычно намного ниже, чем можно было бы наблюдать на Земле, [6] [7] [8] хотя степень, в которой это может быть артефактом разрешения изображения, В литературе также поднимались вопросы деградации ландшафта или предвзятости наблюдателей. [1] [2]
Однако более поздние изображения также подчеркнули, что термин «сеть долин» включает в себя большое количество различных форм долин в разных масштабах в разных марсианских геологических условиях. [2] Любую разветвленную систему долин в масштабе меньше, чем канал оттока, можно назвать сетью долин, вероятно, включающей в себя большое разнообразие геоморфологических процессов формирования. Некоторые сети долин простираются на расстояние более 2000 км по марсианскому ландшафту. Некоторые могут изменить ширину ниже по течению. Некоторые из них имеют плотность дренажа, которая соответствует некоторым земным значениям. [9] Присутствуют более узкие и менее глубокие сети долин, но, вероятно, они более редки, чем их более крупные аналоги. [1]
В большинстве сетей долин более поздние эоловые процессы привели к отложению переносимых ветром отложений на дне долин, скрывая природу канала, который, должно быть, прорезал их. На Земле долина — это впадина с плоским дном, по которой проходит канал, несущий сток воды. Однако из-за более поздних отложений на Марсе почти во всех случаях неясно, содержат ли днища долин отдельные структуры каналов или они полностью затоплены потоками. Нанеди Валлес является редким примером того, как канал был идентифицирован, [3] хотя новые изображения с более высоким разрешением снова продолжают выявлять больше таких структур с течением времени. [10] Это объясняет предпочтение в литературе термина «сеть долин», а не «сеть каналов», хотя некоторые работы имеют тенденцию путать эти два понятия при интерпретации этих структур. [2]
Сети долин очень сильно сконцентрированы на кратерированных южных возвышенностях Марса. Лавовые равнины северного полушария гесперианского периода в целом почти полностью не расчленены . Однако из этого обобщения есть значительное количество исключений - в частности, многие гесперианские и более молодые вулканы имеют сети, а также некоторые другие области. [1] Эти долины также кажутся качественно «более свежими» и менее деградированными, чем долины в высокогорье (например, долина Нанеди).
Однако в более мелких масштабах распределение долин, где они присутствуют, весьма неоднородно и прерывисто. В высокогорьях нередко можно обнаружить сильно расчлененные склоны, непосредственно примыкающие к почти полностью неизмененным поверхностям, как на уровне долины, так и на уровне водосбора. Долины также регионально сгруппированы: с небольшим расчленением на северо-западе Аравии , а также на юго-западе и юго-востоке Эллады , но много на Терра Киммерия и к югу от экватора от 20 ° до 180 ° в.д. Они также гораздо более заметны на более крутых склонах, [2] например, на краях кратеров, но опять же могут присутствовать только на одной стороне такого края. [1]
К сожалению, в целом небольшой размер отдельных водосборов и относительная узость составляющих их долин означают, что датировать сети долин с помощью традиционных методов подсчета кратеров чрезвычайно сложно (хотя и возможно [11] ). Концентрация долин в южных нагорьях нойского периода и их разреженность на северных гесперианских равнинах в сочетании с независимыми оценками уменьшения на несколько порядков глобальной скорости марсианской эрозии в конце нойского периода [12] , вероятно, указывает на то, что большинство сетей были отключены в этот ранний период. [1] Однако каналы на гесперианских поверхностях однозначно демонстрируют, что процессы образования долин действительно продолжались, по крайней мере, в некоторых местах, по крайней мере, некоторое время после Ноаха. Некоторые данные подсчета кратеров даже позволяют предположить, что в Амазонке могли образоваться горные сети . [11]
Механизмы и предполагаемая среда формирования долин остаются спорными. Столь разнообразные процессы, как оледенение, массовое истощение, разломы и эрозия под действием CO 2 , ветра и лавы, в какой-то момент были задействованы в формировании некоторых сетей и могут играть важную роль локально в некоторых регионах Марса. Однако большинство авторов согласны с тем, что жидкая вода, должно быть, сыграла роль в формировании основной массы долин, в основном на основании как известного широко распространенного распространения льда на Марсе, так и физических свойств жидкой воды (например, вязкости ), которые почти однозначно позволяют ему течь на тысячи километров вниз в виде потоков. [1] Особенности русел на участках, которые интерпретируются как эродированные дельты у подножия некоторых сетей (например, в кратере Эберсвальде ), также однозначно связаны с образованием текущей водой — например, извилистые, извилистые каналы с меандровыми срезами , которые имеют внутренне непротиворечивые гидравлическая геометрия очень близко соответствует тому, что можно было бы ожидать от речных каналов на Земле. [13] Независимые доказательства также предполагают существование жидкой воды на поверхности или очень близко к ней в различные периоды марсианской истории, например, эвапориты на Плануме Меридиани и повсеместное водное изменение горных пород на холмах Колумбия , оба исследованные Марсом . Разведочные Роверсы .
Помимо этого, существует несколько различных сценариев, которые были предложены для объяснения формы и распределения долин как в пространстве, так и во времени. Каждый из них имеет свои собственные последствия, касающиеся палеоклимата Марса во время формирования сетей. Некоторые из них кратко изложены ниже. Также стоит подчеркнуть, что, как и на Земле, на поверхности Марса в разное время и в разных местах, вероятно, будут действовать разные механизмы формирования.
В августе 2020 года ученые сообщили , что сети долин в южных высокогорьях Марса , возможно, образовались в основном под ледниками, а не под свободно текущими реками воды, что указывает на то, что ранний Марс был холоднее, чем считалось, и что в его прошлом, вероятно, происходило обширное оледенение. [14] [15] [16]
Этот сценарий пытается описать формирование сети долин без обращения к условиям или процессам, отличным от тех, которые, как известно, существуют сегодня на Марсе. Моделирование показывает, что выходы грунтовых вод на поверхность могут произойти даже в современных условиях, но они очень быстро замерзнут. Однако, согласно этому предположению, ледяной покров может достаточно хорошо изолировать воду, текущую под ним, чтобы обеспечить транспортировку на большие расстояния (и связанную с этим эрозию), подобно тому, как лавовая труба изолирует расплавленную лаву внутри себя. [17]
Долины обычно имеют множество особенностей, которые на Земле обычно (хотя и не исключительно [18] ) связаны с истощением грунтовых вод – например, амфитеатрообразное начало стен, постоянная ширина долины вниз по течению, плоское или U-образное дно и крутые стены. [19] Однако без какого-либо механизма пополнения предполагаемых водоносных горизонтов, вызывающих эту просачивание, т.е. какого-то гидрологического цикла, крайне маловероятно, что достаточное количество воды могло бы просочиться, чтобы разрезать все долины, образовавшиеся в нойском периоде. Несмотря на это, эта базовая модель может оставаться полезной для понимания более ограниченных долин, сформировавшихся позже в гесперском и амазонском периодах. [1]
Эти модели расширяют модель холодного и сухого Марса, представляя механизмы, посредством которых подземные водоносные горизонты, обеспечивающие грунтовые воды, могли бы пополняться в ранней истории Марса. Таким образом, они требуют определенного рода устойчивого круговорота воды в долгосрочной перспективе в нойском периоде, но не требуют явно, чтобы эта вода была жидкой или выпадала в виде осадков . Это означает, что Марс не обязательно должен быть теплым (т.е. выше нуля) в своей ранней истории, в соответствии с современными климатическими моделями. [4]
Было высказано предположение [20] , что водоносные горизонты могут пополняться в масштабах геологического времени путем последовательной сублимации замерзших выходов, атмосферной циркуляции пара к южной полярной ледяной шапке, повторного отложения его на шапке, базального таяния под ледяной шапкой. ледяная масса и циркуляция подземных вод в глобальном масштабе. Этот механизм привлекателен, поскольку он не требует особых предположений о радикально отличающемся климате прошлого и хорошо согласуется с независимыми теориями о происхождении марсианских каналов оттока на территориях хаоса как крупных нарушений водоносных горизонтов. Однако гидростатический напор , создаваемый этим механизмом, не мог питать многочисленные каналы на высоте, превышающей основание южной полярной шапки. [21]
Соответствующая модель предполагает, что локально генерируемое тепло может вызвать просачивание и пополнение грунтовых вод локального масштаба либо за счет интрузивного вулканизма [22] , либо за счет ударного нагрева. [23] [24] Однако эта версия с трудом объясняет более длинные и крупные сети долин - если вода течет на сотни или тысячи километров от источника тепла, земля снова замерзнет, и пополнение запасов воды снова станет невозможным. [1]
Многие из сетей нойских долин имеют особенности, явно указывающие на происхождение от распределенных осадков: разветвленные сети, долины, начинающиеся с узких гребней, V-образные поперечные профили, диффузионное поведение склонов холмов. И наоборот, используя только геоморфологические данные, очень сложно построить веские аргументы против происхождения осадков в результате осадков. [2] Осадки также обеспечивают простой механизм пополнения подземных водоносных горизонтов, которые, несомненно, существуют и имеют важное значение в некоторых случаях (как на Земле). Эти осадки могли происходить в виде дождя или снега (с последующим таянием на земле), но в любом случае требуется значительно более влажная и, следовательно, более теплая и плотная атмосфера, чем существует в настоящее время. Более теплый и влажный нойский период также подтверждается независимыми наблюдениями за скоростью выветривания горных пород, кратерными озерами нойского периода и геологией нойского периода на местах спускаемых аппаратов.
Основная трудность этой модели заключается в том, что при моделировании марсианского климата возникают трудности с надежным моделированием теплого и влажного нойского периода, в основном из-за расстояния между Солнцем и Марсом по сравнению с Землей, а также из-за предполагаемого более слабого Солнца в ранней Солнечной системе. [4] Кроме того, парниковая атмосфера CO 2 -H 2 O для потепления климата должна была оставить обширные отложения карбонатных пород, которые не были обнаружены. Также существуют проблемы с поддержанием такой атмосферы в течение достаточно долгого времени, чтобы позволить сформироваться долинам, поскольку невыветренные базальты, столь распространенные на Марсе, должны образовывать чрезвычайно эффективные поглотители углерода , особенно если поверхность влажная, [25] и продолжающиеся воздействия на Марс из космоса. Ранняя история должна быстро избавиться от любой атмосферы. [26]
Решения этого очевидного противоречия могут включать в себя экзотические механизмы, которые не требуют устойчивого парникового режима CO 2 -H 2 O, такие как эпизодическое нагревание из-за вулканизма или ударов. Другими возможными вариантами (кроме неправильной интерпретации геологии и геоморфологии) являются дефекты физики или граничных условий для климатических моделей – более сильное Солнце, чем предсказывает современная теория, ошибочные предположения о следовых (но мощных) парниковых газах или неудачи в параметризация облаков CO 2 . [1]
Однако возможно, что дополнительные примеси газов вместе с CO 2 могли бы решить этот парадокс. Рамирес и др. (2014) [27] показали, что теплица с CO 2 -H 2 будет достаточно прочной, чтобы обеспечить температуру выше нуля, необходимую для образования долины. Впоследствии было обнаружено, что эта теплица с CO 2 -H 2 даже более эффективна, чем первоначально продемонстрировано Ramirez et al. (2014), [28] с теплыми растворами, возможными при концентрациях водорода и давлениях CO 2 всего 1% и 0,55 бар соответственно. [29]
