Рельеф поверхности Меркурия
Говоря о Венере или любой другой планете земного типа, планетологи обычно исходят из представлений о схожих путях их эволюции, по крайней мере, на самых ранних этапах, скажем, для Земли — соответствующих раннему архею (свыше 3 млрд. лет назад). Однако следы этих этапов скрыты различными напластованиями более поздних формаций. Единственное исключение здесь, видимо, составляет Меркурий и в меньшей степени Луна, поскольку существуют обоснованные предположения, что она подверглась в процессе образования и эволюции мощному влиянию Земли. Наряду с астероидами, Меркурий можно рассматривать как наилучшим образом сохранившийся реликт стадии формирования больших планет. Своего рода «гипсовым слепком» этой стадии являются некоторые черты его поверхности, подобно тому как современная атмосфера Юпитера и кометы, очевидно, содержат информацию о веществе протопланетной туманности в период, предшествовавший началу аккумуляции планет.
С пролетной траектории космического аппарата «Маринер-10» в 1974 г. было сфотографировано свыше 40% поверхности Меркурия с разрешением от 4 км до 100 м (на отдельных участках), что позволило увидеть Меркурий примерно так же, как Луну в телескоп с Земли. Обилие кратеров — наиболее очевидная черта его поверхности, которую по первому впечатлению можно уподобить Луне. И не случайно даже специалисты-селенологи, которым показали эти снимки вскоре после их получения, приняли их за фотографии Луны.
Действительно, морфология кратеров близка к лунной, их ударное происхождение не вызывает сомнений: у большинства виден хорошо очерченный вал, следы выбросов раздробленного при ударе материала с образованием в ряде случаев характерных ярких лучей и поле вторичных кратеров. У многих кратеров различима центральная горка и террасная структура внутреннего склона. Интересно, что такими особенностями обладают не только практически все крупные кратеры диаметром свыше 40—70 км (что наблюдается и на Луне), но и значительно большее число кратеров меньших размеров, в пределах 5—70 км (конечно, речь здесь идет о хорошо сохранившихся кратерах). Эти особенности можно отнести как на счет большей кинетической энергии тел, выпадавших на поверхность, так и на счет самого материала поверхности.
Степень эрозии и сглаживания кратеров различна. Например, хорошо заметные лучевые структуры говорят о том, что она невелика, в то же время у ряда кратеров сохранились едва заметные кромки. В целом меркурианские кратеры по сравнению с лунными менее глубокие, что также можно объяснить большей кинетической энергией метеоритов из-за большего, чем на Луне, ускорения силы тяжести на Меркурии. Поэтому образующийся при ударе кратер эффективнее заполняется выбрасываемым материалом. По этой же причине вторичные кратеры расположены ближе к центральному, чем на Луне (баллистические траектории круче), и отложения раздробленного материала в меньшей степени маскируют первичные формы рельефа. Сами вторичные кратеры глубже лунных, что опять же объясняется тем, что выпадающие на поверхность осколки испытывают большее ускорение силы тяжести.
Так же, как и на Луне, можно в зависимости от рельефа выделить преобладающие неровные «материковые» и значительно более гладкие «морские» районы. Последние преимущественно представляют собой котловины, которых, однако, существенно меньше, чем на Луне, их размеры обычно не превышают 400—600 км. К тому же некоторые котловины слабо различимы на фоне окружающего рельефа. Исключение составляет упоминавшаяся обширная котловина Калорис (Море Жары) протяженностью около 1300 км, напоминающая известное Море Дождей на Луне. Возможно, что имеются и другие подобные котловины на оставшейся пока неотснятой большей части поверхности планеты. Морфология обрамляющих валов, поля вторичных кратеров, структура поверхности внутри котловины Калорис дают основания предполагать, что при ее формировании было выброшено больше материала, чем при образовании Моря Дождей, и что в дальнейшем могли последовательно происходить процессы дополнительного проседания и поднятия дна, связанные с возможным оттоком магмы и изостатическим выравниванием (за счет которого обеспечивается равновесное состояние участка коры).
В преобладащей материковой части поверхности Меркурия можно выделить как сильно кратерированные районы, с наибольшей степенью деградации кратеров, так и занимающие обширные территории старые межкратерные плоскогорья, свидетельствующие о широко развитом древнем вулканизме. Это наиболее древние сохранившиеся формы рельефа планеты. Равнинные районы морей и примыкающих к ним участков сформировались в более позднюю эпоху. Об этом можно судить по слабой насыщенности равнин относительно свежими кратерами, в большинстве своем небольших размеров» Выровненные поверхности котловин, очевидно, покрыты наиболее толстым слоем раздробленных пород — реголита. Наряду с небольшим числом кратеров здесь встречаются складчатые гребни, напоминающие лунные. Некоторые из примыкающих к котловинам равнинных участков, вероятно, образовались при отложении выброшенного из них материала. Вместе с тем для большинства равнин найдены вполне определенные свидетельства их вулканического происхождения, однако это вулканизм более позднего времени, чем на межкратерных плоскогорьях. Создается впечатление, что по своей морфологии и возрасту эти районы Меркурия примерно аналогичны районам лунных морей и равнинных поверхностей Марса, образование вторых обычно датируется периодом на рубеже около 4 млрд. лет назад. К этому периоду относят завершение наиболее интенсивной (после фазы аккумуляции) бомбардировки планет крупными телами, в результате чего и образовались «моря» и другие крупные, иногда менее четко проявляющиеся кратеры.
Если теперь сопоставить количество больших кратеров диаметром более 200 км на Меркурии, Луне и Марсе, то оказывается, что их плотность приблизительно обратно пропорциональна площади поверхностей этих небесных тел, в то время как их поперечники отличаются всего вдвое. Отсюда следует, что число метеоритов в областях пространства, занимаемого этими планетами, могло быть примерно одинаковым. Понять это не так просто, как может показаться на первый взгляд. Ведь обычно исходят из представлений о том, что основном регулярным источником метеоритов, «поставляемых» во внутренние области Солнечной системы, служит астероидный пояс, а планеты находятся от него на разных расстояниях. Однако, если принять во внимание, что помимо этого основного источника могут быть и другие подобные скопления астероидных тел за орбитой Плутона, также выполняющие функции «поставщиков» метеоритов, различие в расположении ближайших к Солнцу планет становится несущественным.
Такое предположение нам кажется более вероятным, нежели приходящие на помощь в подобных случаях разнообразные «катастрофические» гипотезы. Известным американским ученым Г. Везериллом для объяснения наблюдаемых закономерностей была предложена гипотеза о катастрофическом разрушении астероида под действием приливных сил при его прохождении вблизи Земли и Венеры и последующего выпадения осколков. Осколки могли бы тогда распределиться в пределах области расположения планет земной группы приблизительно равномерно. При всей внешней привлекательности такого сценария нелишне, по-видимому, вспомнить известный философско-методологический принцип, согласно которому не надо изобретать сущностей сверх необходимых. Другими словами, не надо привлекать экзотических объяснений, если можно ограничиться более простыми.
Анализируя основные черты поверхности Меркурия, мы обращали внимание как на многие сходства, так и на существенные различия с Луной. Внимательное изучение обнаруживает еще одну интереснейшую особенность, проливающую свет на историю формирования планеты. Речь идет о характерных следах тектонической активности в глобальном масштабе в виде специфических крутых уступов, или откосов — эскарпов. Эскарпы имеют протяженность приблизительно от 20 до 500 км и высоту склонов от нескольких сотен метров до 1—2 км. По своей морфологии и геометрии расположения на поверхности они отличаются от обычных тектонических разрывов и сбросов, наблюдаемых на Луне и Марсе, и скорее образовались за счет надвигов, наслоений вследствие напряжений в поверхностном слое, возникших при сжатии Меркурия, Об этом свидетельствует горизонтальное смещение валов некоторых кратеров.
Некоторые из эскарпов подверглись ударной бомбардировке и частично разрушены. Это означает, что они образовались раньше, чем кратеры на их поверхности.
По степени эрозии этих кратеров можно прийти к заключению, что сжатие коры происходило в период образования «морей» около 4 млрд. лет назад. Наиболее вероятной причиной сжатия нужно, видимо, считать начало остывания Меркурия. Согласно другому интересному предположению, выдвинутому рядом специалистов, альтернативным механизмом мощной тектонической активности планеты в этот период (с образованием сдвигов, сжатий и растяжений, проявляющихся по-разному на разных широтах) могло быть приливное замедление вращения планеты примерно в 175 раз: от первоначально предполагаемого значения около 8 ч до 58,6 суток! Действительно, ряд хребтов, желобов, линейчатых сегментов валов и эскарпов обладает преимущественной ориентацией в меридиональном направлении, с небольшими отклонениями к западу и к востоку, что как будто благоприятствует этой гипотезе. Вместе с тем нельзя исключить и того, что эти черты поверхности запечатлели внутренние напряжения в коре планеты под воздействием приливных возмущений от Солнца, игравших особенно важную роль при образовании таких структур в процессе сжатия Меркурия.
|
|
Читайте в рубрике «Планета Меркурий»: |