Марсиaнский вулканизм

C http://ai-malyshev.narod.ru/GasFactor/GasFactor_Ru.html, see also
http://oko-planet.su/phenomen/phenomenscience/93242-vodorodnaya-degazaciya-planety-analiz-vulkanicheskih-struktur.html


Aтмосфера и гидросфера Земли сформировались в процессе дегазации коры и верхней мантии за счет вулканической деятельности. Этот процесс продолжается и сегодня, однако в древние эпохи он был более мощным.

Процессы дегазации коры и верхней мантии протекали и на Марсе. Масштаб их был меньше земных.

Даже на Земле при наличии водного конденсата в эруптивных облаках образуются аккреционные лапилли – сферические стяжения пепла на каплях влаги. В условиях Марса более низкая сила тяжести обеспечивает более длительное существование эруптивных туч вулканических извержений. По мере медленного остывания газо-пирокластической взвеси этих облаков в условиях низких температур окружающей атмосферы происходит постепенная конденсация всей ювенильной воды и налипание на конденсат пепловых частиц. Формирующиеся аккреционные лапилли выпадают из эруптивной тучи в виде грязевого дождя или грязевого града.

В ходе исследований Марса этот эффект налипания тонких частиц на конденсат учтен при анализе песчаных отложений. Средний размер песчинок очень мал, всего 1–50 мкм. Ветры в начале пылевой бури легко поднимают такие песчинки в атмосферу.

Когда буря затихает, осевшие песчинки, если судить по данным тепловой радиометрии, слипаются в комочки размером до 1 мм. Считается, что наряду с электростатическими силами, в слипании частиц определенную роль может играть намерзающий на них водяной или углекислотный иней. Таким образом, связанные с вулканической деятельностью широкомасштабное формирование аккреционных лапилли и интенсивные грязепады, представляют собой первый момент, который необходимо учитывать при интерпретации морфологии марсианской поверхности.

Bулканическая деятельность в условия Марса должна приводить к формированию на его поверхности смерзшегося грязе-пирокластического чехла. Этот чехол может маскировать центры эксплозивной активности и ударно-метеоритные формы рельефа. Наибольшей мощности формирующийся чехол грязепирокластов достигал в районах с наиболее длительной и интенсивной деятельностью. Следует ожидать, что эта мощность должна быть максимальной в районе гигантских вулканов Марса - гигантские центрально-вулканические структуры Марса образованы в результате напластования смерзшихся грязепирокластов.

Это объясняет наличие на склонах вулканов серий неясных концентрических круговых, иногда взаимно пересекающихся террас, которые оконтуривают зоны наиболее интенсивных грязепадов.

Поскольку в формировании вулканических структур на Марсе большое значение имели грязепирокласты со значительным количеством связанной в них воды, то это не могло не наложить отпечаток и на характер самой вулканической деятельности. Это должно привести к смещению вулканической деятельности в сторону фреато-магматических процессов и формированию больших объемов пирокластики за счет фреатических взрывов вне зависимости от состава извергающегося материала. В процессе формирования марсианского чехла грязепирокластов можно выделить две стадии:
Древняя, предшествовавшая периоду интенсивной метеоритной бомбардировки, эпоха глобальной общепланетной дегазации с повсеместной вулканической деятельностью и формированием планетарного грязе-пирокластического чехла, который сохранился в древних сильнократерированных областях.

Эпоха площадной планетарной дегазации, связанная с локализацией вулкано-магматической деятельности в пределах отдельных регионов планеты, формированием протоматериковых образований Элизий и Фарсида, и наращиванием в их пределах мощности грязепирокластов. В отличие от Земли, эндогенная активность на Марсе прекратилась, не достигнув стадии линейной дегазации, обуславливающей на Земле рифтовый вулканизм и тектонику плит.

Наличие замерзшего грязевого чехла на Марсе подтверждается изучением ударных метеоритных кратеров, многие из которых имеют радиальные потоки с явными следами течения от кратера. Основное количество таких кратеров имеет диаметр 5–50 км. Таким образом, формирование на поверхности Марса грязе-пирокластического чехла, максимальная мощность которого образуется в районах наиболее длительного и интенсивного вулканизма, представляет собой второй момент, который необходимо учитывать при интерпретации марсианской поверхности.
На Земле, с ее более высокой температурой, существуют идеальные условия для очищения воды путем ее отстаивания в океанах и благодаря ее циркуляции в атмосфере. На Марсе очищение воды в значительных объемах невозможно из-за низких температур и убогой атмосферы. Очищение воды за счет эндогенных процессов (под влиянием температуры внедряющихся магм), невозможно, так как одновременно с оттаиванием грязепирокластов начинается их интенсивное конвективное перемешивание. Отсюда следует, что на Марсе возможно нет погребенных ледников и запасов чистой воды, а большая часть воды сконцентрирована в замерзшем грязе-пирокластическом чехле. На Земле вода имеет возможность мигрировать и заполнять понижения рельефа – океанические впадины.

Попутно она уносит с собой и частички твердого материала. На Марсе подобная возможность выражена слабо. Таким образом возникает прямо противоположная с Землей ситуация – на Марсе воды больше на континентоподобных поднятиях, а не в океаноподобных впадинах.

Ограниченность на Марсе условий для очищения воды, и ее концентрация в составе грязе-пирокластического чехла представляет собой третий момент, который необходимо учитывать при интерпретации морфологии марсианской поверхности.

В ходе активной вулканической деятельности Марса в районах интенсивного грязепада при наличии уклона должны были образовываться многочисленные небольшие лахары, источником материала для которых являлся как свежевыпавший материал, так и грязе-пирокластические отложения предыдущих извержений. Этого процесса достаточно для формирования долинных сетей. В отличие от водных потоков, грязевые имеют более высокую плотность, более сильное эродирующее воздействие и несколько отличную реологию. Именно этим обстоятельством обусловлена совокупность фактов, определяющих отличие марсианских долинных сетей от рельефа земных водосборных бассейнов:

низкая плотность “водосбора”, небольшое число притоков у большинства систем долин, практическое отсутствие долин с поперечным размером менее 1–3 км, которые питали бы более крупные долины.

Замерзший грязе-пирокластический чехол имеет одну важную особенность. В случае оттаивания, он приобретает высокую подвижность, поэтому эрозионное воздействие лахаров может многократно возрасти, если они образуются не только за счет грязепада, но и благодаря извержению больших объемов раскаленного материала в виде лавовых или пирокластических потоков.

Высокие температуры магмы и продуктов вулканических извержений обеспечивают возможность мобилизации на полтора–два порядка большего объема грязепирокластов по сравнению с объемом извергнутого материала. На Земле известны гигантские лавовые поля и отложения пирокластических потоков. В частности, объемы отложений пирокластики в горах Сан-Хуан, Колорадо близки к десяти тысячам кубических километров. Hаходись Земля в марсианских условиях, тепла хватило бы на образование гораздо большей долины, чем долина Маринер.

Таким образом, поверхностные долинные сети на Марсе образованы постэруптивными лахарами, возникавшими как в ходе интенсивных грязепадов, так и при извержений больших объемов ювенильного материала, скорее всего, в форме пирокластических потоков.

Источником локального прогрева и последующей мобилизации грязе-пирокластического чехла может быть не только вулканическая деятельность (лавовые и пирокластические потоки), но и внедрение в область чехла магматических интрузий. Именно в последнем случае возникают большие объемы высокомобильных горячих грязепирокластов, которые под большим давлением прорываются наружу, формируя долины истечения. Поэтому естественно, что верховья гигантской системы каньонов – долины Маринер – приурочены к гигантскому скоплению грязепирокластов – группе крупнейших в Солнечной системе вулканов вулканического плато Тарсис.

Dолины истечения образуются вследствие внедрения в грязе-пирокластический чехол магматических интрузий, которое приводит к последующему прорыву высокомобильных и горячих грязепирокластов на поверхность Марса.

Важное свойство лахарной массы – ее способность сохранять структуру, даже когда нет перемешивания, т.е. противостоять расслоению под воздействием гравитационной дифференциации. В условиях низких температур Марса лахарная грязе-пирокластическая смесь не успевала распасться до замерзания, сохраняя первоначальные структуры потока. В существующих климатических условиях Марса лед на низких широтах оказывается неустойчивым относительно атмосферы и постепенно сублимируетcя.

Это приводит к распространению вглубь марсианского грунта волны дегидратации. Согласно существующим оценкам, такая волна могла распространиться на несколько сотен метров за время прошедшее после окончания интенсивной метеоритной бомбардировки. В результате иссушения поверхностная часть грязе-пирокластического чехла лишается своего основного цемента – тонкодисперсного льда – и превращается в слабосвязанные отложения рыхлой пирокластики, потеря устойчивости которой может приводить к многочисленным оползням с крутых склонов каньонов. Это явление широко распространено в долине Маринер.

В своей эволюции Марс прошел четыре стадии. Первая стадия соответствует древней, предшествовавшей периоду интенсивной метеоритной бомбардировки, эпохе глобальной общепланетной дегазации с повсеместной вулканической деятельностью и формированием планетарного грязе-пирокластического чехла, который сохранился в древних сильнократерированных областях.

В ходе активной вулканической деятельности Марса в районах интенсивного грязепада при наличии уклона формировались многочисленные небольшие лахары, источником для которых являлся как свежевыпавший материал, так и грязе-пирокластические отложения предыдущих извержений. В отличие от водных потоков, грязевые имеют более высокую плотность, более сильное эродирующее воздействие и несколько отличную реологию.

Именно этим обстоятельством обусловлена совокупность фактов, определяющих отличие марсианских долинных сетей от рельефа земных водосборных бассейнов. Кроме струйного стекания свежевыпавших грязепирокластов в районах наиболее интенсивных грязепадов происходило покровное течение грязе-пирокластического чехла, что обусловило формирование покровно-потоковых форм рельефа.

Bторaя стадия развития соответствуeт эпохе площадной планетарной дегазации, связанной с локализацией вулкано-магматической деятельности в пределах отдельных регионов планеты, формированием протоматериковых образований Элизий и Фарсида, и наращиванием в их пределах мощности грязепирокластов. В случае внедрения в чехол смерзшихся грязепирокластов магматических интрузий происходило образование больших объемов высокомобильных и горячих грязепирокластов, которые под большим давлением прорывались на поверхность планеты, формируя русла истечения шириной до 200 км при длине до 1500 км. На заключительных этапах формирования протоконтинентов Марса происходили обширные извержения вулканитов среднего состава, для которых характерно скорее извержение пирокластических, чем лавовых потоков.

Андезиты Марса имеют промежуточные характеристики между субдукционно-связанными (орогенными) и субдукционно-несвязанными (анорогенными) земными андезитами. По мнению О.В. Николаевой и А.М. Абдрахимова, состав андезитов в месте посадки КА “Марс Пасфайндер” был определен своеобразным типом марсианской рециркуляции кора-мантия, который не имеет отношения к механизмам тектоники плит.

После формирования протоконтинентов Фарсида и Элизиум, Марс, миновав стадию линейной планетарной дегазации и магмо-тектонической активности – тектонику плит, вошел в стадию локальной вулканической деятельности, в ходе которой сформировались четыре крупнейших вулкана Солнечной системы. И завершила эндогенное развитие Марса продолжающаяся сейчас стадия покоя.

Естественно считать, что Марс, имея в десять раз меньшую по сравнению с Землей массу, располагал меньшим потенциалом для развития дегазационных и магмо-тектонических процессов, что обусловило, во-первых, сравнительную кратковременность марсианской эволюции (эндогенные процессы на Марсе завершились многие сотни миллионов лет назад), а во-вторых, более усеченный по сравнению с Землей эволюционный цикл по стадиям дегазационного и магмо-тектонического процессов.