Поверхности планет и их спутников

Эндогенные и экзогенные процессы. Две группы процессов формируют поверхности П. и их спутников - эндогенные (внутренние) и экзогенные (внешние). Осн. эндогенные процессы уже упоминались - это тектонические и вулканические. Один из важнейших экзогенных процессов - переработка поверхности в результате падений метеоритных тел, образующих характерные кратеры и измельчающих материал поверхности. К экзогенным процессам относятся также механич. эрозия под действием ветра, осадков, воды, ледников, химическое взаимодействие поверхности с атмосферой и гидросферой. На Земле к перечисленным факторам добавляется воздействие биосферы. Строение поверхности определяется тем, какие процессы главенствуют в различные периоды времени. В Солнечной системе эндогенные процессы наиболее активны сейчас на Земле и на Ио (спутнике Юпитера), поэтому на этих телах мало следов метеоритной эрозии. По-видимому, только на Земле хорошо выражена т. н. тектоника плит - перемещение крупных блоков земной коры. Более тонкая океаническая кора "вклинивается" под толстые континентальные блоки, и в соответствующих областях (зонах поддвигания) образуются цепи вулканов, здесь наиболее часты и сильны землетрясения.

На Земле большой вклад в формирование поверхности вносят атмосферная, водная и ледниковая эрозии. Признаки действия экзогенных процессов этого типа имеются на Марсе, но они выражены много слабее, также как и тектонич. активность. На поверхности всех тел, лишённых плотной атмосферы и обладающих относительно слабой тектонич. активностью, наиболее важный процесс - метеоритная бомбардировка.

Типичные формы рельефа. 1) Континентальные блоки и океанические впадины имеются на Земле, Марсе и Венере. Лишь на Земле они заполнены водой. Это наиболее крупномасштабные элементы рельефа. Ср. перепад высот между континентами и океанич. впадинами ≈5 км.
2) Горные цепи хорошо выражены только на Земле. Это складки тектонич. происхождения.

Рис. 4. Гигантская вулканическая гора Olympus на Марсе. Её высота над окружающей равниной около 25 км, диаметр в основании около 600 км.

Рис. 5. Метеоритные кратеры на поверхности Меркурия (внизу) и Каллисто (вверху) - одного из спутников Юпитера.

3) Вулканы имеются на Земле, Марсе (рис. 4), Венере, Ио. Из них действующие - только на Земле и Ио. Видимо, Ио - наиболее активное в отношении вулканизма тело в составе Солнечной системы. Были предложены две гипотезы о возможных источниках энергии, обеспечивающих вулканизм на Ио: а) мощные приливы, обусловленные гравитац. полем Юпитера; б) электрич. токи, возникающие при движении Ио в магн. поле Юпитера (см. Галилеевы спутники, Магнитосферы планет).
4) Долины тектонич. происхождения ("разломы") имеются на Земле, Венере и Марсе.
5) Метеоритные кратеры - наиболее распространённая форма рельефа на поверхности Меркурия (рис. 5, внизу), Луны, спутников Марса - Фобоса и Деймоса, спутников Юпитера - Ганимеда, Каллисто (рис. 5, вверху), Европы, спутников Сатурна - Дионы, Мимаса, Тефии, Реи и, вероятно, почти всех тел Солнечной системы, имеющих достаточно разреженную атмосферу и твёрдую поверхность. Размеры кратеров - от долей м до десятков и сотен км. Метеоритные кратеры имеются в большом количестве на поверхности Марса. При помощи радиолокац. методов они обнаружены на Венере (см. Радиолокационная астрономия). На Земле настоящих метеоритных кратеров обнаружено очень мало, однако имеются кольцевые геологич. структуры ("астроблемы") - слабо выраженные следы древних метеоритных кратеров. Дело в том, что метеоритная бомбардировка формировала наблюдаемые в настоящее время на др. телах многочисленные кратеры в течение примерно 4 млрд. лет. На поверхности тел, лишенных атмосферы и внутр. активности, они сохранились, на Земле были в большинстве своём стёрты.
6) Бассейны - приблизительно круглые низменности, заполненные застывшей лавой. Они имеют диаметр от неск. сот до 1000 км. Наиболее чётко бассейны выражены на Луне, но имеются также на Марсе и Меркурии. Они образовались в результате падения крупных планетезималей (планетных зародышей, астероидальных тел) ок. 4 млрд. лет назад. При таких падениях кора растрескивалась, гигантские кратеры заполнялись лавой. Лунные моря явл. типичным примером бассейнов.
7) Образования, связанные с водной, ледниковой эрозией, с переносом пылевого вещества ветром, наблюдаются кроме Земли только ещё на одной планете - Марсе. На Марсе обнаружены извилистые долины (рис. 6), вероятно, русла древних рек, свидетельствующие о том, что неск. млрд. лет назад Марс имел более плотную атмосферу и гидросферу (в настоящее время там атмосферное давление такое низкое, что вода не может существовать на поверхности в жидкой фазе).

Рис. 6. Извилистая долина Nirgal Vallis.

Рис. 7. Панорамы поверхности Венеры, полученные советскими спускаемыми аппаратами "Венера-9" и "Венера-10" (СССР, 1975г.)

На Марсе имеются области т. н. хаотического рельефа, испещрённые провалами, сформировавшимися, вероятно, в результате сублимации грунтового льда. Сложными образованиями явл. полярные шапки Марса. В них можно выделить сезонную и постоянную части. Сезонная часть представляет собой конденсат CO₂ с небольшой примесью H₂O, к-рый выпадает осенью, а весной сублимирует и "перекачивается" в противоположное полушарие. Постоянная часть полярной шапки состоит из льда H₂O. Для полярных областей Марса типичны отложения из большого количества ледяных слоев, перемежающихся уплотнившимся пылевым материалом.

По механич. структуре поверхностные слои грунта Марса, Меркурия, Луны, Фобоса, Деймоса представляют собой раздробленное вещество, т. н. реголит. Такая структура явл. результатом эрозионных процессов. Частицы реголита имеют различные размеры: от долей миллиметра до микрометра. На поверхности П. земной группы имеются и каменные глыбы метровых размеров (рис. 7).