(1) الحطام الصخري والتجوية الفضائية

يحدث النشاط البركاني بفعل عوامل في باطن الكوكب، لكن سمات الكوكب يمكن أن تتحدد كذلك بفعل عمليات تحدث في الأساس على سطحه؛ فعلى سطح جرم ينعدم فيه الهواء، ومن ثَمَّ يكون غير محميٌّ من الفضاء الخارجي، تكون العملية المهيمنة التي تؤثر مباشرة على السطح هيا القصف بالنيازك والنيازك الشديدة الصغر. وتغطي المادة المتشظية (المقذوفات) التي تُلقى من الفوهات السطح حتى عمق عدة أمتار، ونادرًا ما توجد مواقع يكون فيها صخر الأديم الصلب مرئيا (انظر الشكل رقم 2-9). والتربة القمرية المعروفة باسم الحطام الصخري» التي ترك فيها رُوّاد فضاء مركبة أبولو

آثار أقدامهم تتكون من حبيبات لا يتجاوز معظمها في حجمه جزءًا من المليمتر وهي تشتمل على شظايا بلورية، وأجزاء صغيرة جدًّا من الصخر، وكريات شفافة عبارة عن قطيرات متجمدة من المادة المنصهرة الناتجة عن الحرارة المتولدة من الاصطدام. والحطام الصخري عادة ما يتم إعادة ترتيبه باستمرار بحيث يتخذ أشكالا متنوعة، وذلك عن طريق حفر الفوهات وتشتيت المقذوفات في عملية يُطلق عليها «التنسيق الصدمي». وعلى كوكب عطارد، حيث السرعات الصدمية أكبر، يُتوقع أن يكون حجم حبيبة الحطام الصخري نحو ثلث. حبيبة الحطام الصخري القمري.

شكل 9-2 منظر مقرب لوادي هادلي ريل؛ التقطه رائد الفضاء ديف سكوت خلال رحلة «أبوللو». الطبقة الأفقية التي يبلغ سمكها مترين، والتي تمتد من اليسار، هي مثال نادر على صخر أديم (يُرجّح أن يكون تدفقًا لحمم بركانية) مكشوف هنا على منحدر شديد الانحدار. وجميع الأماكن الأخرى مُغطاة بحطام صخري يتراوح في حجمه بين الجلمود والغبار.

في حال عدم وجود غلاف جوي، فإن الضوء الشمسي فوق البنفسجي يمكن أن يصل السطح؛ حيث يمكن أن يكسر الروابط الكيميائية بمرور الوقت. والاصطدامات التي تحدث مع النيازك الشديدة الصغر، والجسيمات المشحونة التي تأتي من الرياح الشمسية (وذلك في حال عدم وجود مجال مغناطيسي) يمكن أن تؤثرا أيضًا على كيمياء السطح، بحيث تخوض الأجرام المنعدمة الهواء مجموعة من العمليات التي توصف مجتمعةً باسم «التجوية الفضائية»، والتي تغير ببطء تركيب السطح. على سبيل المثال، يمكن أن تكسر الروابط التي تربط بين ذرات الحديد والأكسجين، وهذا. يسمح للأكسجين بالهروب، ويترك حُبَيْبات دون مجهرية من المعدن الخالص يُطلق عليه «الحديد في المرحلة النانوية».

عندما يمتلك الكوكب غلافًا جويًّا، لا يمكن أن يصل إلى سطحه بسرعة كبيرة سوى أكبر الأجرام الصادمة، وعلى نحو نادر. على سبيل المثال، في الغلاف الجوي لكوكب الأرض، يُحتمل أن تتحول الكويكبات الصخرية التي يقل حجمها عن 150 مترا إلى شظايا، وهذه الشظايا الناتجة تكون صغيرة بما يكفي لأن يعمل الاحتكاك على الإبطاء من سرعتها؛ ومن ثَمَّ بحلول الوقت الذي تصل فيه إلى السطح تكون قد فقدت كل سرعتها الأولية تقريبًا، ولا تشكّل فوهات والغبار النيزكي الذي يتألف في أغلبه من النيازك الشديدة الصغر، وأيضًا من الشظايا المفصولة بالاحتكاك من النيازك الأكبر حجما، يستقر على السطح بمتوسط معدل تراكم يتراوح بين 0.1 و1 مليمتر لكل مليون سنة. ويشكل هذا الغبار إسهاما ضئيلا في المعدل الإجمالي للترسيب؛ حيث يتم غمره كليًّا بمادة رسوبية أخرى، باستثناء أن يكون على قاع محيط عميق بعيدا عن السطح.

(2) التعرية والنقل

بخلاف التنسيق الصدمي، تشمل العمليات التي يمكن أن تبلي الصخور وتنقل الشظايا الناتجة الريح، والماء المتدفق، والجليد المتحرك الأنهار الجليدية. ويمكن أن يذيب الماء الصخر أيضًا من خلال عملية التجوية الكيميائية والعناصر التي يحملها الماء خلال عملية الإذابة يمكن أن تظهر في مكان آخر مرة أخرى حيث تترسب في معادن جديدة. وهذا ينطبق - بوجه خاص - على الرواسب الملحية، وأيضًا على العديد من أنواع الصخور الكربونية. لكن على كوكب الأرض يتشكل معظم الحجر الجيري (كربونات الكالسيوم) من شظايا تأتي من هياكل كائنات بحرية؛ مما يسلط الضوء على مرحلة بيولوجية مهمة في تحويل الكربونات المذابة (أو غاز ثاني أكسيد الكربون المذاب) إلى مادة صلبة يمكن أن تصير صخورًا. ويشتهر كوكب المريخ بالعواصف الغبارية التي رصدها التليسكوب للمرة الأولى في عام 1809. وفي الحضيض، عندما يستقبل كوكب المريخ طاقة شمسية تزيد بنسبة 40% على الطاقة التي يستقبلها في الأوج، يمكن أن ترفع الرياح التي تزيد سرعتها على 20 مترا في الثانية كما هائلا من الغبار في السماء بحيث يُحجب السطح عدة أسابيع. وأحيانًا قلما يُرى شيء سوى قمة بركان أوليمبس مونس. وبسبب السحب التي كثيرًا ما تتجمع هناك، غالبًا ما تبدو هذه القمة بيضاء، وهذا هو السبب الذي كانت من أجله تحمل هذه القمة في السابق اسم «نيكس أوليمبيكا» (ثلوج أوليمبس)، الذي عُدِّل لاحقًا عندما أظهرت صور من مركبة الفضاء حقيقة الأمر.

شکل 10-2: صورة لبعض الكثبان الرملية الضخمة. في الواقع، التقطت هذه الصورة عن طريق مركبة الفضاء «أوبورتيونيتي» التابعة لوكالة ناسا، وذلك على سطح المريخ. وقد التقطت الصورة بميل من حافة فوهة على حقل من الكثبان الرملية في قاعدة الفوهة. ويبلغ قطر المساحة المرئية نحو 100 متر.

يمكن رؤية العديد من دلائل حركة الريح على سطح كوكب المريخ من المدار، أو من على السطح (انظر الشكل رقم 10-2) في صورة كثبان رملية وتموجات على قشرة السطح أحدثتها هذه الريح. وبعض الكثبان الموجودة على كوكب المريخ حفرتها الريح، لكن بعضها الآخر لم يغير - على الأرجح - من شكله على مدار ملايين السنين. والرمل الذي تعصف به الريح يعد بمنزلة عامل قوي من عوامل التعرية على سطح المريخ. وتعني الكثافة المنخفضة للغلاف الجوي أن ريحًا قادرة على نقل حبيبات رمل لا بد أنها تهب أسرع بكثير من الريح التي على سطح كوكب الأرض، وقد نُحتت بعض طبقات الصخر المكشوفة بطريقة عجيبة عن طريق التآكل.

الغلاف الجوي لكوكب الزهرة أكبر كثافة بكثير من الغلاف الجوي لكوكب الأرض؛ إذ يمتلك ضغطًا جويا سطحيًّا أكبر بنحو 92 ضعفًا من الضغط الجوي السطحي لكوكب الأرض. حتى الرياح البطيئة يمكن أن تحرك ذرات الرمل، ويمتلك كوكب الزهرة العديد من حقول الكثبان الرملية. لكن عندما تضرب حُبَيْبَةٌ حَرَّكتها الريحُ صخرَ أَديمِ مكشوفا تكون قدرتها على التعرية محدودة، ويرجع ذلك في جانب منه إلى قيام الهواء الكثيف بتقليل سرعة الضربة وتخفيفها، ويرجع في جانب آخر إلى أن درجة حرارة السطح المرتفعة التي تبلغ 480 درجة مئوية تجعل المادة تتشوه تشوها لدنا بدلا من أن تبلى عن طريق التفتت.

بالنسبة لساكني كوكب الأرض، عادةً ما يكون الماء المتدفق هو أكثر عامل مألوف لنقل الرواسب، سواء كان في نهر أو في صورة أمواج على شاطئ ما. ولا يوجد في المجموعة الشمسية سوى كوكب الأرض حاليًّا الذي يتمتع بظروف سطحية تجعل الماء يحتفظ بصورته السائلة؛ فكوكب الزهرة شديد الحرارة، وبالرغم من أن درجة حرارة الظهيرة على كوكب المريخ يمكن أن تزيد قليلا على درجة الصفر المئوية، فإن غلافه الجوي يكون رقيقًا جدا لدرجة أن الجليد الموجود على سطحه يتحول مباشرة إلى بخار بدلا من أن ينصهر. ومع ذلك، فهناك كم كبير من الأدلة على أن الماء كان يتدفق في وقت من الأوقات بكميات هائلة على سطح المريخ (انظر شكل 11-2) وقد عانى كوكب المريخ عددًا من حالات التطرف المناخي مساويًا - على الأقل - لعدد حالات حدوث تطرف مناخي على كوكب الأرض، وكان غلافه الجوي منذ مليارات السنين كثيفًا ورطبا بما يكفي لهطول الأمطار وحدوث فيضانات كارثية. وأكبر نظام أودية ضيقة أو أخاديد في المجموعة الشمسية، ويُطلق عليه «أودية مارينر» - نظرًا لأن هذا النظام اكتشف بواسطة صور التقطها المسبار (مارينر 9) عام 1971 - هو نظام صدعي يبلغ طوله 4 آلاف كيلومتر بدأ بانشقاق القشرة، لكنه اتسع عن طريق التعرية عندما تدفق الماء خلالها. وفي أعمق نقطة منه، تكون القاعدة أسفل الحافة بنحو 7 كيلومترات (الأخدود الكبير على كوكب الأرض في أريزونا يبلغ عمقه كيلومترين فقط)، وهو واسع جدا لدرجة أنك إذا وقفت على إحدى حوافه، فلن تتمكن من رؤية الجانب المقابل وراء الأفق.

شکل 11-2: مجموعة من الشقوق المتجهة من الشرق إلى الغرب تدل على المنشأ التكتوني لمجموعة أودية مارينر الخاصة بكوكب المريخ، والتي لم يغطّ المنظر – الذي بعرض 800 كيلومتر – سوى جزء بسيط منها. لاحظ القنوات المتعرجة المشقوقة بعمق التي تغذي هذه الأودية من جهة الجنوب، وهو ما يُبين الدور الذي لعبته المياه المتدفقة في توسيع الوادي الرئيسي.

وبالرغم من اتساع نطاق مجموعة أودية مارينر، لم يتعرف عليها الراصدون باستخدام تلسكوباتهم قبل عصر الفضاء. وقنوات المريخ – التي رسم خريطة بها الإيطالي جيوفاني سكيابارلي عام 1877، ودعمه فيها لاحقا الأمريكي بيرسيفال لويل، الذي ظل يعتقد حتى مماته عام 1916 أنها أعمال هندسية عملاقة قام بها ساكنو المريخ الأذكياء – قنوات وهمية، وهي لا تمت بصلة لأي من القنوات الحقيقية العديدة الموجودة على كوكب المريخ. وبعض هذه القنوات التي تغذيها شبكة متفرعة من الروافد (بما يشمل عدة قنوات أطول بكثير من تلك المبينة في الشكل رقم 11-2) من المحتمل أن تكون قد نتجت عن هطول الأمطار. والماء الذي تدفق في القنوات الأخرى من المحتمل أن يكون قد تسرب من الأرض، وربما يكون قد حدث ذلك عندما انصهرت الأرض دائمة التجمد والأشكال الانسيابية «للجزر» التي تدفقت فيها القنوات عبر السهول تبين أن مصدرها كان فيضانات كارثية المركبات الفضائية (فايكنج 1 عام 1976 ومارس باثفايندر عام 1997) التي هبطت على هذه الأماكن وجدت كما وافرًا من الصخور التي غمرتها مياه الفيضانات.

يوجد على سطح جميع الأودية الكبرى على كوكب المريخ العديد من الفوهات الصدمية؛ لذا من الواضح أن هذه الأودية لا بد أن تكون قديمة؛ حيث كانت آخر مرة تدفقت فيها منذ نحو أكثر من مليار سنة. ومنذ ذلك الحين، عانى الكثير من تلك الأودية انهيارات من جوانبها، ويوجد بقواعدها حاليًّا سلاسل من الكثبان الرملية تشكلت بفعل الرياح الباردة التي تهب على امتدادها. وفي فترتي السبعينيات والثمانينيات من القرن العشرين، كان معظم العلماء يعتقدون أنه بالرغم من أن كوكب المريخ مرَّ بحِقْبة رطبة واحدة على الأقل خلال ماضيه البعيد، فإنه الآن شديد الجفاف باستثناء قطبيه؛ حيث توجد بهما أغطية صغيرة من الجليد المائي. تخيل مدى الدهشة التي أصابت الجميع عندما بدأت آلة تصوير عالية الوضوح، أُطلق عليها «كاميرا مسبار مارس»، في إظهار أودية لا يتجاوز عرضها بضعة أمتار، ولا يتجاوز طولها بضع مئات الأمتار، وذلك على منحدرات شديدة الانحدار في العديد من الأماكن على سطح كوكب المريخ. ويشير عدم وجود فوهات متراكبة وملاحظة إلى أنه في كثير من الأحيان بدأت مراوح الحطام حول تلك الفوهات في طمر الكثبان الرملية، إلا أن تلك الفوهات لا بد أن تكون حديثة النشأة لكن كم يبلغ عمرها؟ لم يتأخر الدليل كثيرًا على أن بعضها لا يزال نشطا اليوم، عندما بدأت صور متكررة في إظهار تغييرات (انظر شكل 12-2).

تحول الجدل من مسألة عمر أحدث الأودية، وتركز حاليا على الكيفية التي شقت بها. إحدى هذه النظريات تقول إن الماء هو المسؤول عن ذلك؛ فمن الوارد أن تكون هناك مستودعات من المياه الجوفية السائلة تحت ضغط في التربة التحتية لكوكب المريخ. وحيثما ينشق منحدر - مثل جدار الفوهة في الشكل رقم 12-2 – أسفل سطح الماء الجوفي، يمكن أن يمنع حاجز من الجليد داخل التربة هروب هذا الماء. ومع ذلك، إذا انفتح الحاجز مؤقتًا، فمن الممكن أن ينبثق الماء منه. والسائل قد لا يكون في حالة ثابتة - فربما يغلي ويتجمد أثناء تدفقه - لكنه يستطيع أن يشق طريقه بطول أحد هذه الأودية قبل أن يتبخر تمامًا. ويعتقد المتشككون أن التدفق السائل ليس بالضرورة هو المسؤول عن حفر الأودية، ويمكن أن يُعزى وجود تلك الأودية إلى انهيارات صخرية جافة.

شكل 2-12: منظران المساحة واحدة يبلغ عرضها 1.5 كيلومتر، وتغطي الجدار الداخلي لفوهة قطرها 6 كيلومترات على كوكب المريخ. وقد سُجِّلا في أغسطس عام 1999 (المنظر الأيسر)، وسبتمبر 2005 (المنظر الأيمن). وتظهر الحافة في الجزء العلوي الأيسر، والقاعدة في الجزء السفلي الأيمن. يوجد العديد من الأودية المحفورة في منحدر الجدار الداخلي، ويبدو أن أحدها قد تدفق بين هذين التاريخين حاملًا بعض الحطام الفاتح على المنحدر السفلي.

يرى بعض العلماء العاكفين على دراسة كوكب المريخ أدلة على وجود أنهار جليدية، لا سيما عند الحواف المتآكلة من الهضاب المرتفعة. ليس هناك جليد مكشوف على السطح اليوم (باستثناء الجليد الموجود عند القطبين)، لكن السطح المغطى بكتل صخرية مبعثرة الذي ظهر في صور عالية الوضوح التُقطت من المدار، يمكن أن يكون حطاما يغطي (ويعزل) الجليد الذي يوجد أسفل منه. وقد دعمت هذا التصور بيانات الرادار المخترق للسطح التي تم الحصول عليها من مدار كوكب المريخ. وهذا هو أحد أسباب تفضيلي قبول المنطقة المبينة في الشكل رقم 8-2 على أنها بحر متجمد مغطّى بالغبار بدلًا من اعتبارها تدفقًا لحمم بركانية.

القنوات الموجودة على سطح القمر مثل وادي هادلي ريل كانت مسارات لحمم بركانية، ومن المؤكد أنها لم تُشقَّ بالماء، ولا يوجد ماء على سطح القمر سوى ذلك الذي في صورة كميات صغرية من الجليد في الحطام الصخري الموجود بالقرب من القطبين. وقد تم تحديد مكان أكثر من 200 قناة متعرجة على سطح كوكب الزهرة، ويبلغ طول إحداها 6800 كيلومتر. ومن المستبعد أن يكون كوكب الزهرة قد َّمر بتغير مناخي متطرف بما يكفي لتواجد ماء سائل حديث العهد، بما يسمح بتآكل هذه القنوات؛ ومن ثم فإنها قد شقت هي الأخرى — على الأرجح — بواسطة الحمم البركانية.