Geologická časová osa Marsu

Základním úkolem planetární vědy je určit, jak se povrch planety měnil v průběhu času. To poskytuje informace o procesech, které se odehrávají uvnitř (zemětřesení, sopečné erupce) i o procesech působících zvenčí (například pády asteroidů ). Chcete-li to provést, musíte určit stáří každé plochy. Na Zemi je to snadné, protože máme přístup k vrstvám hornin umístěným nad sebou: je zřejmé, že každá hlubší vrstva je starší než předchozí; například v Grand Canyonu lze jejich sekvenci dokonce pozorovat přímo. Proces určování stáří povrchových vrstev poměrem mezi nimi se nazývá stratigrafie .. Navíc na Zemi lze stáří horniny určit také přímo radiometrickým datováním . Ale pro Mars je možné studovat jeho povrch pouze z materiálů získaných kosmickými loděmi .

Datování založené na rozložení kráterů

Protože nejpozoruhodnějším rysem snímků povrchu Marsu je velký počet kráterů , nejzřetelnější je datování založené na rozložení kráterů: lze začít s obecným předpokladem, že čím více kráterů, tím starší hornina.

Podle dnes přijímané teorie planety vznikly akrecí menších těles, která se s nimi srazila a přispěla k jejich hmotnosti. Protože velkých těles bylo zpočátku méně, srazila se s planetou pouze v počáteční fázi, pak zůstala jen malá a nakonec srážky prakticky úplně ustaly. Zhruba řečeno, čím větší je kráter, tím je starší. Podle toho lze rozlišit 3 hlavní fáze tvorby kráterů [1] :

1. Vznikají velké a malé krátery.

2. Vznikají pouze malé krátery.

3. Obecně se téměř žádné krátery netvoří.

Pokud by neexistovaly procesy, které mění povrch Marsu, celý by byl rovnoměrně pokryt velkými a malými krátery. Ale je vidět, že tomu tak není: existuje několik oblastí s velkým počtem velkých kráterů (o průměru více než 300 km), většina jižní polokoule je pokryta pouze malými krátery a nejsou zde téměř žádné krátery na zbývajícím povrchu severní polokoule. Na základě toho je zvykem rozlišovat 3 období , kdy tyto části povrchu Marsu vznikaly [2] [3] :

Noe

Termín pochází z názvu Noemovy země . Datování je založeno na vytvoření pánve Hellas , vysočiny Tharsis a údolí Mariner před 3,8-4,1 miliardami let [4] .

Málo je známo o tom, co se stalo během Donoanského období . Zjistilo se pouze, že se vyznačovala možnou přítomností magnetického pole a četnými srážkami s vesmírnými tělesy, z nichž jedna pravděpodobně vedla k tzv. globální dichotomie Marsu.

Během noachovského období docházelo k intenzivní tvorbě velkých i malých kráterů, vzniku údolí a erozi . Jeho rychlost, i když rychlejší než v následujících dobách, byla stále mnohem nižší než dokonce i u nejpomalejších procesů tohoto druhu na Zemi. Klimatické podmínky (alespoň občas) podporovaly existenci řek a jiných vodních ploch , stejně jako zvětrávání , což vedlo k tvorbě fylosilikátů . Ukládaly se sírany [5] . Protože si nelze představit proces, při kterém by byly z povrchu vymazány pouze velké krátery, je zřejmé, že konec tohoto období je okamžikem, kdy byly všechny krátery vymazány a povrch byl zarovnán [1] .

Hesperian

Pojmenována po Hesperské plošině , která trvala před 3,7–3 miliardami let [4] . Na přelomu noachovského a hesperského období prudce poklesla intenzita formování údolí, zvětrávání, eroze a srážky s vesmírnými tělesy – padaly jen malé a zanechávaly malé krátery [1] . Sopečné procesy však v Hesperském období poměrně aktivně pokračovaly a změnily nejméně 30 % povrchu planety. Emise skleníkových plynů způsobily krátkodobé oteplení následované globálním ochlazením [8] . Vznikly kaňony . Pravidelně docházelo k těžkým záplavám , které tvořily odtokové kanály . Ostatní vodní procesy se prakticky zastavily (což vedlo ke zvětšení objemu kryosféry ), ale ne úplně, jak dokazují jednotlivá ložiska síranů, jejich přítomnost v půdě a také přítomnost údolních sítí , které se vytvořily již v té době. čas [5] .

Amazonský

Pojmenováno podle amazonské pláně . Začalo to vymazáním všech kráterů, zřejmě v důsledku vulkanických procesů, protože se nevyskytovaly všude, jako by tomu bylo v případě eroze, ale pouze v části severní polokoule, a to právě v té, kde jsou velké sopky. lokalizované - oblasti Tharsis a Elysium [1] . Jejich intenzita se znatelně (asi 10x) snížila a na zbytku území se zastavila úplně. Kapalná voda postupně mizela z povrchu Marsu [4] , takže záplavy také ustaly, i když do nedávné doby (v geologickém měřítku) docházelo k malým epizodickým jevům. Procesy eroze a zvětrávání prakticky vymřely. Rozvoj kaňonů probíhal pouze díky sesuvům půdy . Hlavním poznávacím znakem tohoto období byl vznik reliéfních prvků souvisejících se vznikem, hromaděním a pohybem ledu: polární čepičky, ledovcové usazeniny na sopkách, povrchové vrstvy s velkým množstvím ledu ve vysokých zeměpisných šířkách a různé formy v pásech v zeměpisných šířkách. 30–55°, jako jsou laločnaté okraje naplavenin , usazeniny páskovaných údolí a depozity koncentrických kráterů . Většina roklí na strmých svazích se také vytvořila v tomto období, v jeho poměrně pozdní době. Intenzitu výskytu těchto forem přitom s největší pravděpodobností ovlivnila závislost stability přítomnosti vody ve stavu ledu na změně sklonu osy rotace Marsu [5] . Během amazonského období, které trvá dodnes, krátery prakticky nevznikají [1] .

Konkrétní časové hranice období lze určit na základě předpokladu, že intenzita kráterování na Marsu byla stejná jako na Měsíci , a proto lze použít přesnější metody datování hornin [9] . Tento předpoklad však samozřejmě přináší velkou nejistotu a uvedená data by měla být považována pouze za přibližná. Někteří vědci posouvají hranici mezi obdobími Hesperian a Amazonian do doby před 2,5–2 miliardami let [4] [10] .

Geologická historie Marsu (před miliony let) [4] [5]

Mineralogické datování

Viz také

Poznámky

  1. ↑ 1 2 3 4 5 Caplinger, Mike Určení stáří povrchů na Marsu . Datum přístupu: 29. června 2017. Archivováno z originálu 19. února 2007.
  2. ↑ Scott, D. a M. Carr. Geologická mapa Marsu  : [ angl. ] . - Reston, Virginie, 1978. - P. I-1083. - (US Geological Survey Miscellaneous Investigations Series).
  3. ↑ Tanaka, KL Stratigrafie Marsu  : [ eng. ] // SBORNÍK ZE 17. konference o lunárních a planetárních vědách 1. část, VĚSTNÍK GEOFYZICKÉHO VÝZKUMU. - 1986. - Sv. 91, č. B13 (30. listopadu). - P.E139-E158.
  4. ↑ 1 2 3 4 5 M. Nikitin. Původ života. Z mlhoviny do buňky. - Moskva: Alpina Publisher, 2016. - 542 s. — (Primus).
  5. ↑ 1 2 3 4 Michael H. Carr, James W. Head. Geologická historie Marsu  : [ angl. ] // Dopisy o Zemi a planetách. - 2010. - T. 294, č.p. 3-4 (1. června). - S. 185-203. - doi : 10.1016/j.epsl.2009.06.042 .
  6. ↑ JMARS  . _ Java Plánování a analýza misí pro dálkový průzkum Země . Arizona State University. Získáno 4. července 2017. Archivováno z originálu 22. ledna 2019.
  7. ↑ Tanaka, Kenneth L.; Scott, David H.; Greeley, Ronalde. Globální stratigrafie // Mars (A93-27852 09-91). - 1992. - S. 345-382. - Rýže. 1a, str. 352. - .
  8. ↑ Hlava, JW; Wilson, L. Abstrakt #1214. — In: Noachian-Hesperian Transition on Mars: Geological Evidence for a Punttuated Phase of Global Volcanism as a Key Driver in Climate and Atmospheric Evolution  : [ eng. ] // 42. konference o lunárních a planetárních vědách (2011). — 2011.
  9. ↑ William K. Hartmann. Martian Cratering, 4, Mariner 9 počáteční analýza chronologie kráterů  : [ eng. ] // Journal of Geophysical Research. - 1973. - T. 78, čís. 20 (10. července). - S. 4096-4116. - doi : 10.1029/JB078i020p04096 .
  10. ↑ William K. Hartmann, Gerhard Neukum. Cratering Chronology and the Evolution of Mars : Proceedings of an ISSI Workshop, 10-14 April 2000, Bern, Switzerland : [ eng. ]  / Reinald Kallenbach, Johannes Geiss, William K. Hartmann. - Springer Nizozemsko, 2001. - Sv. 12, I. Chronologie Marsu a vnitřní sluneční soustavy. - S. 165-194. - (Série vesmírných věd ISSI). - ISBN Tisk: 978-90-481-5725-9, Online: 978-94-017-1035-0.

Literatura

Odkazy