A Mars krátereinek felfedezése után szinte természetesnek tűnt a bolygó felszínének a Holdéval való összehasonlítása. Ez kétségtelenül indokolt kiindulás, annál is inkább, mert a marskutatás jelenlegi szakaszában éppen a Holdon végzett abszolút kormeghatározások segítenek a Mars fejlődéstörténeti szakaszainak időbeli elhelyezésénél.
Az alaposabb vizsgálatok azonban a két égitest felszíne között több lényegi különbségre is felhívják a figyelmet. Egészében azt mondhatjuk, hogy a Mars-felszínt a Holdhoz képest a formák és formációk nagyobb gazdagsága, valamint az egyes típusok bonyolultabb szerkezete jellemzi. Ezek az alakzatok a Mars fejlődésének viszonylag sokszínű – bár részleteiben ma még nem rekonstruálható – eseménytörténetéről vallanak.
Magáról a felszín kőzetanyagáról még keveset tudunk. A Viking-mérések megerősítették a magas szilícium- és vastartalomra vonatkozó feltevéseket (20, illetve 13%). A jelenlévő vasvegyületeket nem ismerjük ugyan pontosan, de a vas nagy %-os aránya mindenképpen magyarázza a marsi tájak rozsdavörös alaptónusát.
Feltűnő továbbá, hogy a kén mennyisége két nagyságrenddel több, a káliumé viszont 5 nagyságrenddel kevesebb, mint a Földön. Érdekes, hogy az egymástól igen távol eső helyre leszállt két Viking-szonda a jelenlévő elemek arányát csaknem pontosan azonosnak mérte. Erősen eltér viszont a két leszállási helyen talált kőzetdarabok formája és szerkezete. Az Utópia-síkságon feltűnően porózus törmelék látható, a Chryse-területen viszont túlnyomóan kompakt, sima felszínű kövek a jellemzőek.
91. ábra - A Mars nagy morfológiai egységei (J. K. Beatty–B. O'Leary–A. Chaikin, 1982., alapján). 1 – erősen
kráteresedett területek, 2 – kráteresedett területek, 3 – medenceperemi kidobott takarók, 4 – csatorna- (hasadék-)
üledékek, 5 – vulkanikus eredetű felszínek, 6 – vulkáni formák (pajzsvulkánok), 7 – poláris üledékek
A Mars felülete egészében véve két eltérő arculatú és származású féltekére különül (91. ábra). A déli félgömb a bolygó igen erősen kráterezett, minden bizonnyal igen ősi felszíne. Tekintélyes részletei még az égitest fejlődésének első évmilliárdja idején alakultak ki. Az északi félgömbön ezzel szemben csaknem összefüggő lávával elborított sík terül el, amelynek krátersűrűsége jóval elmarad a déli félgömbétől, sőt még a Hold lávával elárasztott tengereiben tapasztalhatótól is. Az alacsonyabb krátersűrűség a felszín relatív fiatalságára utal (egyes körzetekben szinte teljesen hiányoznak a becsapódásos formák), de a regionálisan közbetelepülő – olykor a környezetüknél 10-szerte erősebben kráteresedett – részletek arra figyelmeztetnek, hogy a lávafeltöltés igen hosszú perióduson át epizódszerűen ismétlődve tartott.
Megjegyzendő, hogy bármennyire csábító is a Mars nagy déli krátervidékének és az északi lávasíkoknak a Hold kontinentális (terra) és tengeri (mare) területeivel való párhuzamba állítása, e tekintetben bizonyos óvatosságra van szükség. A 60-as évek közepéig készült marstérképeken ugyan általános volt a sötét tónusú területeket „tengerként”, a világosokat kontinens jellegű vidékeknek jelölni, de az űrszondás vizsgálatok nem erősítették meg ezeket a nézeteket. A Mars sötét tónusú foltjai ugyanis nem mindenütt mélyfekvésűek (a lávasíkok sem), másrészt a különböző színárnyalatú felszínek helyzete időben változó. Ez arra mutat, hogy a bolygón viszonylag gyakori és intenzív anyagátrendeződés van folyamatban, amiben a légkör meghatározó szerepet játszik.
a) A déli félgömb becsapódásos képződmények által uralt területén a legnagyobb egyedi formák a hatalmas méretű, a Holdon lévőknél erősebben erodált, kerekded medencék. A Hellas átmérője pl. 1800 km, fenékszintje 6000 m-rel mélyebb környezeténél. Nem sokkal kisebb a peremein kevésbé lepusztult Argyre-medence sem, amely éppen ezért igen markánsan válik el szomszédságától. Egészében véve a déli területek krátersűrűsége is elmarad a megfelelő holdi területekétől (vö. 104. és 105. ábra), és regionálisan jelentős különbségeket mutat (l. a 89. ábrát). A Mars krátereinek többsége elég erősen erodált, ami azonban nem a Hold krátereinél magasabb kor, hanem főleg a külső erők fokozottabb hatásának a következménye.
b) A vulkanikus eredetű északi vidékek alapvető nagy szerkezeti–morfológiai egységei a vulkanikus platók (a Tharsis-hátság mintegy 2500, az Elysium 1800 km átmérőjű), amelyeken hatalmas, viszonylag fiatal pajzsvulkánok ülnek. A hátságok tektonikus felboltozódások eredményei.
Kialakulásuknak természetes velejárója, hogy mivel a szilárd kéreg nem bírja el mindenütt az erős tektonikai igénybevételt, benne nagyméretű töréses hasadékok keletkeznek. Ezek legjellemzőbb és legnagyobb méretű képviselői éppen ezért elsősorban a hátságok peremein, szomszédságában találhatók (pl. a Mariner-völgy és környéke).
Mind az északi, mind a déli területeken az említetteken kívül más, a Mars morfológiai képét változatosabbá tevő és a bolygó fejlődéstörténetének megértését elősegítő formák is találhatók (pl. kaotikus dombvidékek, jég- vagy vízerózió által formált völgyek, futóhomokos vidékek, sokszor óriási méretű tömegmozgásos jelenségek). Ezekről a továbbiakban még részletesebben lesz szó.
c) Bár a fentebb nagy vonásaiban bemutatott két alapvető felszíntípusnak a marsi féltekék közötti eloszlása aszimmetrikus, ezt a részaránytalanságot némileg mérsékli, hogy az újabb vizsgálatok szerint a bolygó poláris területein még egy harmadik, terjedelmes, az előzőekkel egyenrangú felszíntípust is el kell különíteni. Ebbe a nagyformációba a pólusok körüli, nagyjából a 70. szélességi körrel elhatárolható gömbsapkák tartoznak.
13. kép. Részletkép a Mars spirális szerkezetű sarki sapkájáról. A világos színű, vastag jéggel borított felszínek között jégmentes sötét sávok láthatók.
A jégtakaró peremén annak réteges szerkezete is feltárul (Viking-felvétel)
Ma már világosan látjuk, hogy a sarki területek nyáron át is megmaradó állandó vízjég (hó) takarója (az északi féltekén 1000, a délin 350 km átmérőjű) nem vékony lepel, hanem 100 méteres nagyságrendű vastagságban borítja a felszínt. Az északi pólus környékén hatalmas gleccsernyelveknek minősíthető spirális szerkezet látható (13. kép). A gleccsernyelvek között jégmentes sávok rajzolódnak ki. A maradványsapkák peremvidékén geológiailag fiatal, rétegzett (homok, por, jég) üledéktakarók területe következik. Az egymásra rétegződött üledéklemezek egyenként 30–50 m vastagok. Az egyenlítő felé haladva ezt az övezetet egy erősen erodált, rétegzetlen üledékes sáv fogja körül, ahol jórészt még mindig hiányoznak az alacsony szélességeken jellemző formák (kráterek, hasadékok, hátak). A sajátságos felszínért a hajdani gleccsererózió a felelős, ami azonban a kedvezőtlenné vált jégviszonyok miatt már régen visszaszorult. A poláris területek peremi sávjában nagy dűnevidékek is előfordulnak. Az egész sarkvidéki zóna a fiatal (részben a jelenben is tartó), intenzív felszínfejlődés jellegzetességeit mutatja.
Felszíni formák
a) Kráterek. A Mars jellegzetesen becsapódásos felszínű bolygó. A kráterek tulajdonságai alapvetően megegyeznek a holdi és merkúri kráterekével, de vannak sajátos vonásaik is (pl. a 20 km-nél kisebb kráterek csésze-, vagy tálformája, az 50 km felettiek lankás lejtője és alacsony kráterfala stb.).
Külön kell szólni arról, hogy bár a marsi kráterek egészében erodáltabb formák benyomását keltik, mint a holdiak, a Viking-fotókon igen sok kisméretű friss kráter is látszik. Ez arra utal, hogy az utóbbi 2 milliárd évben a Marson az eróziós hatás csekély volt.
Sajátos, eddig csak a Marson megfigyelt krátertípusok a „folyási szerkezettel” körülvett, jó megtartású, központi hegycsúccsal rendelkező kráterek (14. kép). Kialakulásukban a légkör létének volt jelentős szerepe: a becsapódást követő robbanás megnöveli a talajközeli atmoszféra sűrűségét, s a kirepülő anyag e sűrűbb levegő homlokfrontján hullámszerűen sodródik radiálisan kifelé. A nagyobb darabok a hullámfronton mintegy lecsúsznak, és a lavinákéhoz hasonló peremet képeznek. Felerősíti ezt a folyamatot a becsapódáskor keletkező hő miatt felolvadó és elgőzölgő talajjég hatása is.
14. kép. Úgynevezett „ejekta” mintázatú kráterek a Marson. A becsapódást követően a középpontból hullámszerűen kifelé sodródó anyag gallérszerűen övezi a krátereket
15. kép. Hatalmas méretű csuszamlásokkal kísért szakadékperemek a Marson (Mariner-völgy). A szakadékperemek magassága ezer méteres nagyságrendű! A csuszamlások viszonylagos fiatalságát a megcsonkított peremű kráter jól érzékelteti (Viking-felvétel)
b) Szakadékok, hasadékok. Keletkezésük az általános kéregtágulás következménye lehet. Bár a Mars feltételezett tágulása a kis tömeg miatt nem lehetett túl erős, de a vastag litoszféra következtében mindenképpen a kéreg felrepedésével járt. A hasadékok későbbi növekedéséhez az oldallejtőkön végbemenő csuszamlások (15., 16. kép) is hozzájárultak.
16. kép. Több oldallépcsővel tagolt, csuszamlásokkal, törmelékfolyásokkal „díszített” hasadékperem a Marson (Viking-felvétel)
A már említett óriási méretű Mariner-völgy (4000 × 200 × 6 km) a földi nagy árokrendszerekhez (pl. Vörös-tenger) hasonlítható. A főhasadékot párhuzamos kisebb hasadékok kísérik, és tektonikus mozgásokra valló helyi depressziók tarkítják. Peremein a faágszerűen rendeződő oldalvölgyek a földi szárazvölgyekre hasonlítanak. Szerkezet nélküli fenekén kisebb dombok és dűnemezők láthatók, de a becsapódási kráterek hiányoznak, ami arra utal, hogy a kanyon alja a sarki területeken kívül az eddig lefényképezett legfiatalabb felszíni egység.
c) Csatornák (medrek). A nagyfelbontású fényképeken ezres nagyságrendű számban váltak láthatóvá a 10–1000 km hosszúságú, az oldalozó és mélyítő erózió kétségtelen jeleit mutató meder- vagy völgyszerű formák. Kialakításukat kétségtelenül folyékony közeg, ma már bizonyosra vehetően víz végezte. Ezt az is alátámasztja, hogy a magasabban fekvő területekről a mélyebbek felé tartanak. A nagyobb esésű helyeken összeszűkülnek, mélyebbre vágódtak, majd az esés csökkenésével lankás tál keresztmetszetűvé válnak (17., 18. kép). Sokszor krátereket is átmetszenek, de olyan helyek is vannak, ahol a kráterek egyértelműen az eróziós időszak megszűnte után képződtek bennük.
Számos felvétel kelt olyan benyomást, hogy ott nagytömegű, viszonylag rövid idő alatt lezúduló zagyszerű áradat vonult végig, és areálisan tarolta le a felszínt (17. kép bal felső része). Helyenként elpusztította az idősebb (pl. becsapódásos) formákat, másutt körülfolyta azokat, és nagyméretű áramvonalas szigeteket formált belőlük. Ilyen „özönár” jellegű eseményeket a Földön vulkánkitörés miatt hirtelen megolvadó felszíni jégtömegek szoktak előidézni, de talajjégből is táplálkozhatnak.
17. kép. Különböző típusú lineáris képződmények a Marson. Bal oldalon faágszerű eróziós eredetű völgyhálózat, középen nagyméretű egykori folyókanyarulat (a homorú oldal meredekebb lejtői szembetűnőek), jobb oldalon rácsos, szerkezeti vonalakra utaló völgyhálózat látható (Viking-mozaikkép)
18. kép. Egykori folyóvölgyekkel és medrekkel sűrűn behálózott terület a Marson. Az ősi vízfolyások a kép jobb széle felé tartottak, s helyenként idős krátereket is megcsonkítottak (Viking-felvétel)
Koruk meghatározása nemcsak a Mars története szempontjából fontos, hanem még a Föld fejlődésének bizonyos átértékelésével is járhat. Mivel a jelenlegi marsi viszonyok mellett a folyékony víz – és így a tartós vízerózió – jelenléte lényegileg kizárt (alacsony légnyomás és hőmérséklet), ezért a medrek kialakulása idején mind a légnyomásnak, mind a hőmérsékletnek a mainál lényegesen magasabbnak kellett lennie. Ha a Mars hőmérsékletének általános megemelkedését a Nap sugárzásnövekedése idézte volna elő, akkor aligha tételezhető fel, hogy a Mars távolságában
jelentkező ilyen hatás a Földet ne érintette volna. Valószínű ezért, hogy a magasabb hőmérséklet az egykor jóval sűrűbb és nagymértékben üvegházhatású légkör következménye volt.
A medrek relatív kora alapján azt mondhatjuk, hogy a folyóvízi erózió időszaka a Marson már legalább 1–2 milliárd évvel ezelőtt lezárult.
d) Vulkánok. A Mars felszínének részletes fényképezése során a legfeltűnőbb új felfedezések közé tartozott a hatalmas méretű pajzsvulkánok megismerése. A Tharsis-hátság és az Elysium csaknem szabályos kúpjai minden kétséget kizáróan vulkáni képződmények. Nem annyira a vulkáni folyamatok marsi jelenléte (legalábbis egykori jelenléte) okozta a meglepetést, hanem inkább az előforduló alakzatok mérete. A sorba rendeződött óriás Tharsis-vulkánok (Arsia, Pavonis, Ascraeus) a hátság 10 ezer méter magas tetőszintjéből még további mintegy 15 ezer méterre emelkednek ki. A Mons Arsia tetején különlegesen nagy, mintegy 110 km átmérőjű kaldera látható. Valamennyi Mars-vulkán közül azonban a Mons Olympus a leghatalmasabb (19. kép). A Tharsis-hátság ÉNy-i peremén mintegy 2000 m átlagmagasságú felszínre telepszik a majd 600 km bázisátmérőjű és több mint 26 km magas, szabályos kúp alakú vulkán. (Jelenlegi ismereteink szerint a Naprendszer legnagyobb tűzhányója.) A vulkánok – különösen az Olympus – környezetüknél fiatalabb képződmények. Ezt világosan mutatják az oldallejtőiken látható, még szinte frissnek tűnő lávafolyásnyomok (20. kép) és az, hogy alig van rajtuk meteoritkráter. A vulkánokon végzett kráterszámlálás és holdi analógiák alapján azonban fiatalságuk csak a Mars morfológiai adottságai mellett feltűnő, hiszen még az Olympus felszíne is többszáz millió éves lehet.
19. kép. A legnagyobb marsi tűzhányó (Mons Olympus) kúpja és környezete. Feltűnő a becsapódásos eredetű formák alárendelt szerepe (Viking-mozaikkép)
20. kép. Részlet a Mons Olympus viszonylag fiatal lávafolyásokkal borított lejtőjéről. A lávaárak frissességét az elvétve előforduló kráterek szembeötlően igazolják (Viking-felvétel)
A vulkánok nagy mérete számos geofizikai problémát vet fel, viszont lényeges következtetéseket is lehetővé tesz a Mars belső szerkezetét illetően:
1. Mivel a vulkánok csak lassan „hízhattak” ekkorára (100 millió éves nagyságrend), ez feltételezi a bolygó kérgének bizonyos inaktivitását, a földi értelemben mozgó litoszféralemezek hiányát. Mozgó lemezek esetén ugyanis a feltörő magma számára létrejövő nyílások hamarosan elzáródnak.
2. A marsi tűzhányók óriási tömege megerősíti a viszonylag – sőt abszolúte is – vastag kéregre vonatkozó hipotéziseket. Vékony kéreg nem tudna ekkora túlsúlyt hordozni (izosztázia). A legnagyobb földi pajzsvulkánok a Hawaii-szigeteken – bár jóval elmaradnak a marsi óriások mögött – éppen ezért jelenleg is évente mintegy 4,8 mm-t süllyednek. Az Olympus „abnormális” méreteiből mintegy 250 km vastag marsi litoszférára lehet következtetni (a földinek kereken háromszorosa). A marsi vulkánok fennmaradását a bolygó kis tömegéből következő, a földinél kisebb gravitáció is elősegítette.
21. kép. Kereszt irányú dűnékkel, barkánokkal jellemzett futóhomokvidék a Marson. Az eolikus formák ma is fejlődnek, és minden más alakzatot elborítanak (Viking-felvétel)
22. kép. Mozgásban levő futóhomokformák a Marson a Viking-1 leszálló egysége mellett (Chrisium-síkság). A szél hammada jellegű sivatagi tájra hordja a homokot
e) Eolikus felszínformák. A Mars meglehetősen ritka, kis vízgőztartalmú atmoszférájában helyileg és időben igen változatos erejű és irányú légmozgások figyelhetők meg. Az aprózódás és a korábban valószínűleg intenzívebb mállás révén átalakult felszíni kőzetanyag apróbb szemcsenagyságú részét az erősebb szelek még a ritka légkör ellenére is meg tudják mozgatni. A porviharok pedig hatalmas anyagmennyiséget képesek szállítani, és különböző formákban felhalmozni. A bolygó felszínén ezért jelenleg a szélerózió lehet a leghatékonyabb külső erő. A szél által kialakított felszínformákról mind a Mars körül keringő műholdak, mind a felszínre ereszkedett Viking-1 küldtek felvételeket (21., 22. kép). A Viking körüli homokformákról jól megállapítható a kialakító szélirány, s az is, hogy a mérések idején megfigyelt legnagyobb sebességű széllökések
(15 m/s) sem voltak elég erősek a dűnék homokjának megmozgatásához. Számítások szerint a Mars felszínén ehhez legalább 70 m/s sebességű légmozgásra lenne szükség, mivel a dűnék anyagában a 10–100 µm átmérőjű szemcsék vannak túlsúlyban. Porviharok idején ennél jóval nagyobb szélsebességek is előfordulnak. A bolygó felszínén sok helyen megfigyelhetők olykor 10 000 km2-es összefüggő futóhomokvidékek. A formák között gyakoriak a transzverzális dűnék, és több felvételen láthatók nagy kráterek szélárnyékában felhalmozódó óriási méretű uszálybuckák.
Az uszálybuckák színe gyakran változik (világos-sötét), és ez arra utal, hogy anyagukat a szél időnként átrendezi. A színváltozásból újabban elsősorban nem az anyagi minőség, hanem a szemcseösszetétel megváltozására gondolnak. A világos uszályokat finom szemcséjű, nagy kohéziójú anyag alkotja, amelynek a mozgásba hozásához nagyobb szélsebességek szükségesek, mint a közepes méretű szemcsék mozgatásához.
f) Ma még bizonytalan eredetű kisformák fordulnak elő a bolygó kaotikusan tagolt dombvidékein. Rendszertelenül szétszórt púpok és hátak (23. kép), másutt szakadékos völgyek kusza hálózata (24. kép) azt a nézetet erősíti meg, hogy a Mars felszíne alatti jelentős jégtömegek megolvadásából származó formákról van szó. A mélyebb rétegek fagyott anyagának felolvadása a felszínen egykor berogyásokat, másutt jég–víz–iszap keverékéből álló zagyáramlásokat eredményezett.
23. kép. Különleges kéregbeszakadás a Marson (Capri-régió). A szakadék alján látható „dudoros” dombvidék kialakulásában a talajjégnek (ill.
felolvadásának) lehet fontos szerepe (Viking-felvétel)
24. kép. Kaotikusnak tűnő völgyhálózat a Marson (Nilosyrtis). A felülnézeti képen a völgyek leginkább gleccservölgyek képzetét keltik (Viking-felvétel)