Noemova období

Noahovské období  ( angl.  Noahian , jménem Noah (Noah); přepis „Noahian“ je nesprávný) je rané období v geologické historii Marsu , charakterizované intenzivním bombardováním meteority a asteroidy a hojností povrchové vody [1] . Absolutní geologické stáří období není přesně stanoveno, ale pravděpodobně odpovídá pre- Nektarským  - raněimbrickým obdobím geologické historie Měsíce [2] , od 4.18-4.08 do 3,74-3,5 miliardy let [3]. , v časovém intervalu nazývaném pozdní těžké bombardování [4] . Během tohoto období vznikly obrovské krátery na Měsíci a Marsu. Časově se Noemovo období přibližně shoduje s pozemskými katarskými a ranými archejskými eony, ve kterých se na Zemi pravděpodobně objevily první formy života. [5]

Krajiny vytvořené během Noachianského období jsou hlavními cíli landerů navržených k hledání fosílií hypotetického marťanského života . [6] [7] V noachovském období byla atmosféra Marsu hustší než nyní. Podnebí bylo pravděpodobně dostatečně teplé na to, aby pršelo. [8] Jižní polokouli pokrývaly obrovské řeky a jezera, [9] [10] a nízko položené pláně severní polokoule mohly být oceánským dnem. [11] [12] Mnohočetné sopečné erupce , ke kterým došlo v oblasti Tarsis , vytvořily na povrchu mnoho sopečných útvarů a uvolnily velké množství plynů do atmosféry. [4] Zvětrávání povrchových hornin má za následek vznik různých jílových minerálů ( fylosilikátů ), které se tvoří za chemických podmínek vedoucích k tvorbě mikrobiálního života . [13] [14]

Chronologie a stratigrafie

Popis a původ jména

Jméno tohoto období je spojeno se zemí Noe  - starověkou vysočinou posetou krátery na západ od roviny Hellas . Povrchy pocházející z noachovského období jsou velmi kopcovité a zvrásněné ve velkém měřítku (>100 metrů) a povrchně připomínají měsíční kontinenty. V zemi Noe je mnoho starých kráterů překrývajících se v několika vrstvách. Hustota velkých impaktních kráterů je zde velmi vysoká, asi 400 kráterů >8 km v průměru na milion km2 . [15] Útvary z období Noema zabírají přibližně 40 % celého povrchu Marsu; [16] vyskytují se hlavně v jižních vysočinách planety, ale jsou zastoupeny i rozsáhlými oblastmi na severu – jako je země Tempe a země Xanth . [17] [18]

Geologická historie Marsu (před miliony let)

Časové limity a éry

V mnoha částech planety je horní část formací noachovského období pokryta pláněmi s menším počtem kráterů naplněných pastmi . Připomínají měsíční moře . Tyto pláně se objevily během Hesperian období . Spodní stratigrafická hranice noachie nebyla formálně definována. Toto období bylo původně navrženo tak, aby pokrývalo všechny geologické formace na Marsu od vzniku kůry před 4500 miliony let. [19] [20] Nicméně práce Herberta Freye v NASA na základě dat získaných výškoměrem MOLA ukázala, že jižní vysočina Marsu skrývá mnoho zničených impaktních pánví, které jsou starší než viditelné povrchy noachovského období, včetně Hellasské pláně .. Navrhl určit začátek noachovského období podle vzhledu Hellasské pláně. Pokud má Frey pravdu, pak velké množství skalních podloží v marťanských vysočinách je prenoanských a více než 4 100 milionů let staré. [21]

Geologický systém Noiian je rozdělen do tří chronostratigrafických divizí : spodní noachie, střední noachie a horní noachie. Rozdělení byla identifikována podle referencí (oblasti planety, které mají charakteristické rysy určité geologické epizody, například mají stejné stáří kráterů nebo stratigrafickou polohu). Referentem departementu Horní Noach je tedy ploché území ležící mezi krátery na východ od planiny Argir . Starší vrstvy pod touto rovinou mají nerovnější terén a jsou pokryty krátery a patří do středního noachu. [2] [22] Geologické epochy odpovídající výše uvedeným stratigrafickým dělením se v tomto pořadí nazývají raněnoachovská, střední noachovská a pozdně noišovská epocha . Je třeba poznamenat, že epocha je součástí geologického období – tyto dva termíny nejsou ve formální stratigrafii synonyma.

Noachovské epochy (před miliony let) [23]

Stratigrafická terminologie vyvinutá pro Zemi byla použita k popisu geologické historie Marsu. Nyní je však zřejmé, že má mnoho nedostatků. Bude doplněna nebo zcela přepsána, jakmile budou k dispozici nová, úplnější data [24] (příkladem takové alternativy je níže uvedená stupnice historie minerálů). Pro úplnější pochopení marsovské historie a chronologie je nepochybně nezbytné získání radiometrických stáří a vzorků povrchových útvarů. [25]

Mars v noachovské době

Na rozdíl od pozdějších období je noachie charakterizováno vysokou frekvencí nárazových jevů, vysokou úrovní eroze, tvorbou údolí, sopečnou činností a zvětráváním povrchových hornin, s hojnou produkcí fylosilikátů ( jílových minerálů ). Tyto procesy ovlivnily vzhled vlhkého a (alespoň v určitých časových obdobích) teplého klimatu na planetě. [čtyři]

Impact cratering

Soudě podle kráterů na povrchu Měsíce před 4 miliardami let byla tvorba impaktních kráterů na pevných tělesech vnitřní sluneční soustavy 500krát intenzivnější než nyní. [26] Na Marsu v Noachově období vznikaly krátery o průměru kolem 100 km zhruba jednou za milion let, [4] frekvence výskytu menších kráterů je exponenciálně vyšší. [27] Při tak vysoké úrovni impaktní aktivity se v kůře měly objevit zlomy hluboké až několik kilometrů [28] , navíc měla povrch planety pokrýt silná vrstva vulkanických ejektů. Silné dopady nebeských těles musely mít silný dopad na klima, protože srážky s nebeskými tělesy vedly k uvolnění velkého množství horkého popela, který zahříval atmosféru a povrch na vysoké teploty. [29] Vysoká frekvence impaktních událostí pravděpodobně hrála významnou roli ve zmizení rané marťanské atmosféry prostřednictvím impaktní eroze. [třicet]

Stejně jako na Měsíci vytvořily časté dopady nebeských těles ve svrchní kůře zóny rozbitého skalního podloží a brekcií , nazývané megaregolity . [32] Vysoká pórovitost a propustnost horniny megaregolit vedla k hlubokému pronikání podzemní vody . Teplo vytvářené dopady nebeských těles v kombinaci s přítomností podzemní vody vedly k vytvoření hydrotermálních systémů , které by mohly využívat termofilní mikroorganismy , pokud nějaké na Marsu existovaly. Počítačové modelování distribuce tepla a tekutin v kůře starověkého Marsu ukázalo, že životní cyklus geotermálních systémů může od okamžiku dopadu trvat stovky tisíc až miliony let. [33]

Erozní a údolní sítě

Většina kráterů z Noemova období je těžce zničena – jejich okraje jsou erodovány a samy jsou vyplněny usazenými horninami. Tento stav noachovských kráterů ve srovnání s blízkými hesperskými krátery, jejichž stáří je jen o několik milionů let starší, naznačuje, že úroveň eroze v noachovském kráteru byla výrazně vyšší (1000–100000krát [34] ) než v následujících období. [4] Přítomnost částečně erodovaného povrchu v jižní vysočině naznačuje, že během Noemova období byl erodován až 1 km povrchových útvarů. Tato vysoká úroveň eroze (a přesto mnohonásobně menší než na Zemi) naznačuje mnohem teplejší podmínky prostředí než nyní. [35]

Srážky a povrchové odvodnění mohou být zodpovědné za vysokou úroveň eroze v Noachian . [8] [36] Mnoho (ale ne všechny) Noachianských oblastí Marsu je pokryto údolními sítěmi . [4] Údolní sítě jsou rozsáhlé systémy údolí, které připomínají kaluže vody . A přestože příčina jejich vzniku (eroze deště, eroze podzemní vody nebo tání sněhu) je stále diskutována, v jiných obdobích geologické historie Marsu jsou takové údolní sítě vzácné, což ukazuje na jedinečné klimatické podmínky noachovského období.

V jižní vysočině byly identifikovány nejméně dvě fáze propojení údolí. Údolí, která vznikla během raného a středního noachovského období, vykazují častou, dobře vyvinutou síť přítoků. Podobné říční systémy jsou tvořeny dešťovou vodou v pouštních oblastech Země.

Poznámky

  1. ↑ Amos, Jonathan . Clays in Pacific Lavas Challenge Wet Early Mars Idea , BBC News  (10. září 2012). Archivováno z originálu 12. prosince 2017. Staženo 30. dubna 2014.
  2. ↑ 1 2 Tanaka, KL (1986). Stratigrafie Marsu. J. Geophys. Res., Seventeenth Lunar and Planetary Science Conference Part 1, 91 (B13), E139-E158, doi : 10.1029/JB091iB13p0E139 . .
  3. ↑ Tanaka KL, Hartmann WK Kapitola 15 – Planetární časové měřítko // Geologické časové měřítko / FM Gradstein, JG Ogg, MD Schmitz, GM Ogg. — Elsevier Science Limited, 2012. — S. 275–298. — ISBN 978-0-444-59425-9 . - doi : 10.1016/B978-0-444-59425-9.00015-9 .
  4. ↑ 1 2 3 4 5 6 Carr, MH; Head, JW (2010). Geologická historie Marsu Archivována 29. ledna 2013 na Wayback Machine . planeta Země. sci. Lett., 294, 185-203, doi : 10.1016/j.espl.2009.06.042 .
  5. ↑ Abramov, O.; Mojzsis, SJ (2009). Mikrobiální obyvatelnost hadské Země během pozdního těžkého bombardování. Nature, 459, 419-422, doi : 10.1038/nature08015 .
  6. ↑ Grotzinger, J. (2009). Beyond Water na Marsu. Nature Geoscience, 2, 231-233, doi : 10.1038/ngeo480 .
  7. ↑ Grant, JA a kol. (2010). Vědecký proces pro výběr místa přistání pro vědeckou laboratoř Mars v roce 2011. Planeta. Space Sci., [v tisku], doi : 10.1016/j.pss.2010.06.016 . Archivovaná kopie (nedostupný odkaz) . Získáno 30. dubna 2014. Archivováno z originálu 29. září 2011.   .
  8. ↑ 12 Craddock , R.A.; Howard, AD (2002). Případ dešťových srážek na teplém a vlhkém raném Marsu. J. Geophys. Res., 107 (E11), 5111, doi : 10.1029/2001JE001505 .
  9. ↑ Malin, M.C.; Edgett, K. S. (2003). Důkaz pro perzistentní proudění a vodnou sedimentaci na raném Marsu. Science, 302 (1931), doi : 10.1126/science.1090544 .
  10. ↑ Irwin, R. P. a kol. (2002). Velká paleolakeská pánev v čele Ma'adim Vallis, Mars. Science, 296, 2209; doi : 10.1126/science.1071143 .
  11. ↑ Clifford, S.M.; Parker, TJ (2001). Evoluce marťanské hydrosféry: Důsledky pro osud prvotního oceánu a současný stav severních plání. Icarus, 154, 40-79.
  12. ↑ Di Achille, G.; Hynek, BM (2010). Starověký oceán na Marsu s podporou globální distribuce delt a údolí. Nature Geoscience, 1-5, doi : 10.1038/NGEO891 .
  13. ↑ Bibring, J.-P. a kol. (2006). Globální mineralogická a vodná historie Marsu odvozena z OMEGA/Mars Express Data. Science, 312 (400), doi : 10.1126/science.1122659 .
  14. ↑ Bishop, JL a kol. (2008). Diverzita fylosilikátů a minulá vodní aktivita odhalena v Mawrth Vallis na Marsu. Science, 321 (830), doi : 10.1126/science.1159699 .
  15. ↑ Strom, R.G.; Croft, S.K.; Barlow, NG (1992) The Martian Impact Cratering Record in Mars, HH Kieffer et al., Eds.; University of Arizona Press: Tucson, AZ, pp. 383-423.
  16. ↑ Barlow, N. G. (2010). Co víme o Marsu z jeho impaktních kráterů geol. soc. Dopoledne. Bull., 122 (5/6), 644-657.
  17. ↑ Scott, D.H.; Tanaka, KL (1986). Geologická mapa západní rovníkové oblasti Marsu. US Geological Survey Miscellaneous Investigations Series Map I-1802-A.
  18. ↑ Greeley, R.; Host, JE (1987). Geologická mapa východní rovníkové oblasti Marsu. US Geological Survey Miscellaneous Investigations Series Map I-1802-B.
  19. ↑ Scott, D.H.; Carr, MH (1978). Geologická mapa Marsu. Mapa série Miscellaneous Investigations US Geological Survey I-1083.
  20. ↑ McCord, T. M. a kol. (1980). Definice a charakterizace globálních povrchových jednotek Marsu: předběžné mapy jednotek. 11th Lunar and Planetary Science Conference: Houston: TX, abstrakt #1249, pp. 697-699. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc1980/pdf/1249.pdf Archivováno 2. března 2022 na Wayback Machine .
  21. ↑ Frey, HV (2003). Pohřbené impaktní pánve a nejstarší historie Marsu. Šestá mezinárodní konference o Marsu, abstrakt #3104. http://www.lpi.usra.edu/meetings/sixthmars2003/pdf/3104.pdf Archivováno 3. března 2016 na Wayback Machine .
  22. ↑ Masson, P. (1991). Marťanská stratigrafie — Stručný přehled a perspektivy. vesmírná věda. Recenze., 56, 9-12.
  23. ↑ Nimmo, F.; Tanaka, K. (2005). Evoluce rané kůry Marsu. Annu. Rev. planeta Země. Sci., 33, 133-161.
  24. ↑ Tanaka, KL (2001). Stratigrafie Marsu: Co víme, nevíme a musíme udělat. 32. konference o lunárních a planetárních vědách, abstrakt č. 1695. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2001/pdf/1695.pdf Archivováno 2. března 2022 na Wayback Machine .
  25. ↑ Carr, 2006, str. 41.
  26. ↑ Carr, 2006, str. 23.
  27. ↑ Rozložení velikosti asteroidů křižujících Zemi o průměru větším než 100 m sleduje inverzní mocninnou křivku tvaru N = kD −2,5 , kde N je počet asteroidů větších než průměr D. (Carr, 2006, str. 24.). Asteroidy s menšími průměry jsou přítomny v mnohem větším počtu než asteroidy s velkými průměry.
  28. ↑ Davis, PA; Golombek, poslanec (1990). Diskontinuity v mělké marťanské kůře na Lunae, Sýrii a Sinai Plana. J. Geophys. Res., 95 (B9), 14,231-14,248.
  29. ↑ Segura, TL a kol. (2002). Environmentální dopady velkých dopadů na Mars. Science, 298, 1977; doi : 10.1126/science.1073586 .
  30. ↑ Melosh, HJ; Vickery, A. M. (1989). Dopadová eroze prvotní marťanské atmosféry. Nature, 338, 487-489.
  31. ↑ Carr, 2006, str. 138 Obr. 6.23.
  32. ↑ Squyres, SW; Clifford, S.M.; Kuzmin, R.O.; Zimbelman, JR; Costard, F. M. (1992). Ice in the Martian Regolith in Mars, HH Kieffer et al., Eds.; University of Arizona Press: Tucson, AZ, pp. 523-554.
  33. ↑ Abramov, O.; Kring, D. A. (2005). Dopadem indukovaná hydrotermální aktivita na raném Marsu. J. Geophys. Res., 110, E12S09, doi : 10.1029/2005JE002453 .
  34. ↑ Golombek, poslanec; Bridges, N. T. (2000). Změna klimatu na Marsu odvozená z míry eroze na místě přistání Mars Pathfinder. Pátá mezinárodní konference o Marsu, 6057.
  35. ↑ Andrews-Hanna, JC a KW Lewis (2011). Raná hydrologie Marsu: 2. Hydrologická evoluce v noachovské a hesperské epoše, J. Geophys. Res., 116, E02007, doi : 10.1029/2010JE003709 .
  36. ↑ Craddock, R.A.; Maxwell, T. A. (1993). Geomorfní evoluce Marsovské vysočiny prostřednictvím starověkých fluviálních procesů. J. Geophys. Res., 98 (E2), 3453-3468.

Literatura