Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Эта статья о геологической системе Марса и периоде времени. Чтобы узнать о других чувствах, см. Амазония .
Амазонка
2000 - 0 млн. Лет (нижняя граница не определена - примерно между 3200 и 2000 лет назад)
Геологическая служба США-Марс-AmazonisPlanitia-mola.jpg
MOLA раскрашены рельефная карта Амазония Planitia , на типе зоны для амазонских системы. Amazonis Planitia характеризуется низкой скоростью падения метеоритов и астероидов. Цвета обозначают высоту: красный - самый высокий, желтый - средний и зеленый / синий - самый низкий.
Информация об использовании
Небесное телоМарс
Используемая шкала времениМарсианская геологическая шкала времени
Определение
Хронологическая единицаПериод
Стратиграфическая единицаСистема
Тип разделаAmazonis Planitia

Амазонских является геологической системой и период времени на планете Марс характеризуется низким уровнем метеорита и астероидных ударов и холодом, сверхзасушливое условие в целом аналогичное тем , которые на Марсе сегодня. [1] [2] Переход от предыдущего гесперианского периода несколько плохо определен. Считается, что амазонка началась около 3 миллиардов лет назад, хотя шкала ошибок на эту дату чрезвычайно велика (~ 500 миллионов лет). [3] Период иногда подразделяется на ранний, средний и поздний амазонский. Амазонка продолжается и по сей день.

Описание и происхождение названия [ править ]

Амазонская система и период названа в честь Амазонии Planitia , который имеет редкую плотность кратеров на большую площадь. Такая плотность характерна для многих поверхностей, возраст которых имеет амазонский период. Площадь типа амазонской системы находится в Амазония четырехугольнике (МС-8) около 15 ° N 158 ° W / 15 ° с. Ш. 158 ° з. / 15; -158 .

NoachianNoachianHesperianAmazonian (Mars)
Марсианские периоды времени (миллионы лет назад)

Амазонская хронология и стратиграфия [ править ]

Изображение HiRISE, иллюстрирующее суперпозицию , принцип, который позволяет геологам определять относительный возраст поверхностных единиц. Темный поток лавы покрывает (моложе) светлую, более сильно изрезанную кратерами местность (более старый поток лавы?) Справа. Выбросы кратера в центре покрывают оба блока, что указывает на то, что кратер является самым молодым элементом на изображении.

Поскольку это самый молодой из марсианских периодов, хронология Амазонки сравнительно хорошо изучена благодаря традиционным геологическим законам суперпозиции в сочетании с методом относительного датирования - подсчетом кратеров . Редкость кратеров, характерных для Амазонки, также означает, что в отличие от более древних периодов, мелкомасштабные (<100 м) особенности поверхности сохраняются. [4] Это дает возможность подробного, ориентированного на процесс изучения многих особенностей поверхности Марса амазонского возраста, поскольку необходимые детали формы поверхности все еще видны.

Более того, относительная молодость этого периода означает, что за последние несколько 100 миллионов лет остается возможным восстановить статистику орбитальной механики Солнца , Марса и Юпитера без того, чтобы модели были подавлены хаотическими эффектами, и на основании этого восстановить изменение солнечной инсоляции - количества тепла от Солнца, достигающего Марса во времени. [5] Было показано, что климатические изменения происходят в циклах, не отличающихся по величине и продолжительности от земных циклов Миланковича .

Вместе эти особенности - хорошая сохранность и понимание навязанного солнечного потока - означают, что многие исследования на Амазонке Марса были сосредоточены на понимании его климата и поверхностных процессов, которые реагируют на климат. Это включало:

  • ледниковая динамика и формы рельефа , [6]
  • наступление и отступление льда по всей планете, [7]
  • поведение грунтового льда и перигляциальные формы, которые он производит, [8]
  • процессы плавления и мелкомасштабная речная геоморфология , [9] [10]
  • изменение свойств атмосферы , [11]
  • динамика подземных вод , [12]
  • динамика ледяной шапки , [13]
  • Динамика инея CO 2 и связанные с ними экзотические поверхностные особенности, такие как «пауки» [14]
  • влияние ветра на отложения песка и пыли и общую эоловую седиментологию , [15] [16]
  • и моделирование из прошлых климатических условий (полей ветра, температуры, облачности свойств, химии атмосферы) самих. [17] [18]

Хорошее сохранение также позволило детальное изучение других геологических процессов на амазонских Марсе, в частности , вулканические процессы , [19] [20] [21] ломкие тектоники , [22] [23] и CRATERING процессы . [24] [25] [26]

Система против периода [ править ]

e  h
Единицы геохронологии и стратиграфии Земли [27]
Сегменты горных пород ( пласты ) в хроностратиграфииПериоды времени в геохронологииПримечания (Марс)
EonothemEonне используется для Марса
ЭратхемЭране используется для Марса
СистемаПериодВсего 3; От 10 8 до 10 9 лет в длину
СерииЭпохаВсего 8; От 10 7 до 10 8 лет в длину
ЭтапВозрастне используется для Марса
ХронозонаХронменьше возраста / стадии; не используется шкалой времени ICS

Система и период не являются взаимозаменяемыми терминами в формальной стратиграфической номенклатуре, хотя в популярной литературе их часто путают. Система представляет собой идеализированную стратиграфическую колонку, основанную на физических записях горных пород в типовой области (типовой разрез), коррелирующей с разрезами горных пород из многих различных мест по всей планете. [28] Система ограничена сверху и снизу пластами с явно разными характеристиками (на Земле, как правило, ископаемые остатки ), которые указывают на драматические (часто резкие) изменения в доминирующей фауне или условиях окружающей среды. (См., Например, границу мелового периода и палеогена .)

В любом месте участки горных пород в данной системе могут содержать промежутки ( несоответствия ), аналогичные отсутствующим страницам в книге. В некоторых местах породы системы полностью отсутствуют из-за неотложения или более позднего размыва. Например, породы меловой системы отсутствуют на большей части восточно-центральной части Соединенных Штатов. Однако временной интервал мелового периода (меловой период) здесь все же имел место. Таким образом, геологический период представляет собой временной интервал, в течение которого пласты системы откладывались, включая любые неизвестные количества времени, присутствующие в промежутках. [28] Периоды измеряются в годах, определяемые радиоактивным датированием.. На Марсе радиометрический возраст недоступен, за исключением марсианских метеоритов , происхождение и стратиграфический контекст которых неизвестны. Напротив, абсолютный возраст на Марсе определяется плотностью ударных кратеров, которая сильно зависит от моделей формирования кратеров во времени. [29] Соответственно, даты начала и окончания марсианских периодов неопределенны, особенно для гесперианской / амазонской границы, которая может быть ошибочной в 2 или 3 раза. [30] [31]

Изображения [ редактировать ]

  • Кратер на пьедестале в Амазонии с полосами темного склона, как видно из HiRISE.

  • Стена кратера Тутинг , как ее видит HiRISE.

  • Обод кратера Петтит , вид HiRISE.

  • Курган Николсона с темными прожилками, глазами HiRISE.

  • Ликус Сульчи глазами HiRISE.

  • Обтекаемый остров в Марте Валлис , глазами HiRISE.

  • Канал Tartarus Colles , взгляд HiRISE.

  • Каналы из трещины, глазами HiRISE.

  • Узкие гребни, как видит HiRISE.

  • Плато, состоящее из материалов Medusae Fossae и конусов без корней, как видно с HiRISE.

  • Поверхности в четырехугольнике Амазонки , как его видит HiRISE.

См. Также [ править ]

  • Геологическая история Марса
  • Геология Марса

Примечания и ссылки [ править ]

  1. Перейти ↑ Tanaka, KL (1986). Стратиграфия Марса. J. Geophys. Res., Семнадцатая конференция поизучениюЛуны и планет, часть 1, 91 (B13), E139 – E158.
  2. ^ Карр, MH (2006), Поверхность Марса. Кембриджская серия планетологии, издательство Кембриджского университета.
  3. ^ Вернер , С. К., и К. Л. Танака (2011), Переопределение границ плотности кратеров и абсолютного возраста для хроностратиграфической системы Марса, Икар, 215 (2), 603–607, DOI : 10.1016 / j.icarus.2011.07 .024 .
  4. ^ Ирвин, Р.П., Танака, К.Л., и Роббинс, С.Дж., 2013, Распределение ранней, средней и поздней кратерированной поверхности в марсианском нагорье: последствия для событий и процессов восстановления поверхности: Журнал геофизических исследований, т. 118, стр. 278-291, DOI : 10.1002 / jgre.20053 .
  5. ^ Ласкар, Дж., Коррейя, ACM, Гастино, М., Жутель, Ф., Леврард, Б., Робутель, П., 2004, Долгосрочная эволюция и хаотическая диффузия инсоляционных величин Марса: Икар, т. 170, нет. 2, стр. 343-364, DOI : 10.1016 / j.icarus.2004.04.005 .
  6. ↑ Диксон, Дж. Л., Хед, Дж. У., III, и Марчант, Д. Р., 2010, Накопление льда толщиной в километр и оледенение в северных средних широтах Марса: свидетельства событий заполнения кратеров в поздней Амазонии на Флегре: Земля and Planetary Science Letters, v. 294, no. 3-4, стр. 332-342, DOI : 10.1016 / j.epsl.2009.08.031 .
  7. ↑ Head, JW, III, Mustard, JF, Kreslavsky, MA, Milliken, RE, и Marchant, DR, 2003, Недавние ледниковые периоды на Марсе: Природа, т. 426, стр. 797–802.
  8. ↑ Levy, JS, Head, JW, III, и Marchant, DR, 2009, Заливка концентрического кратера в Utopia Planitia: История и взаимодействие между ледниковым «ландшафтом мозга» и перигляциальными процессами мантии: Icarus, v. 202, p. 462-476, DOI : 10.1016 / j.icarus.2009.02.018 .
  9. ^ Fassett, CI, Dickson, JL, руководитель, JW, III, Леви, JS, и Маршан, DR, 2010, супраледниковых и приледниковые долины на амазонских Марс: Икар, v 208, нет.. 1, стр. 86-100, DOI : 10.1016 / j.icarus.2010.02.021 .
  10. ^ Салезе, Ф., Дж. Ди Акилле, А. Неземанн, Г. Г. Ори и Э. Хаубер (2016), Гидрологический и осадочный анализ хорошо сохранившихся палеофлювиально-палеолакустринных систем в долинах Моа, Марс, J. Geophys. Res. Планеты, 121, 194-232, DOI : 10.1002 / 2015JE004891 .
  11. ^ Леблан, Ф., и Р. Э. Джонсон. «Роль молекулярных частиц в ионном распылении марсианской атмосферы». Журнал геофизических исследований: планеты (1991–2012) 107.E2 (2002): 5-1.
  12. ↑ Burr, DM, Grier, JA, McEwen, AS, и Keszthelyi, LP, 2002, Повторные водные наводнения из Cerberus Fossae: свидетельства недавно сохранившихся глубоких подземных вод на Марсе: Icarus, v. 159, no. 1, стр. 53–73, DOI : 10.1006 / icar.2002.6921 .
  13. ^ Колб, Эрик Дж. И Кеннет Л. Танака. «Геологическая история полярных регионов Марса на основе данных Mars Global Surveyor: II. Амазонский период». Икар 154.1 (2001): 22-39.
  14. ^ Киффер, Хью Х., Филип Р. Кристенсен и Тимоти Н. Титус. «Струи CO2, образовавшиеся в результате сублимации под полупрозрачными плитами льда в сезонной южной полярной шапке Марса». Nature 442.7104 (2006): 793-796.
  15. ^ Бальм, Мэтт и др. «Поперечные эоловые хребты (ТАР) на Марсе». Геоморфология 101.4 (2008): 703-720.
  16. ^ Басу, Шабари, Марк И. Ричардсон и Р. Джон Уилсон. «Моделирование марсианского пылевого цикла с помощью GFDL Mars GCM». Журнал геофизических исследований: планеты (1991–2012) 109.E11 (2004).
  17. ^ Читать, Питер Л. и Стивен Р. Льюис. Новый взгляд на марсианский климат: атмосфера и окружающая среда пустынной планеты. Springer Verlag, 2004 г.
  18. ^ Якоски, Брюс М. и Роджер Дж. Филлипс. «Летучая и климатическая история Марса». природа 412.6843 (2001): 237-244.
  19. ^ Mangold, N., et al. «Слой поздних амазонских изменений, связанный с местным вулканизмом на Марсе». Икар 207.1 (2010): 265-276.
  20. ^ Хартманн, Уильям К. и Дэниел С. Берман. «Лавовые потоки Elysium Planitia: хронология подсчета кратеров и геологические последствия». Журнал геофизических исследований: планеты (1991–2012) 105.E6 (2000): 15011-15025.
  21. ^ Нойкум, Герхард и др. «Недавняя и эпизодическая вулканическая и ледниковая активность на Марсе, обнаруженная стереокамерой высокого разрешения». Nature 432.7020 (2004): 971-979.
  22. ^ Маркес, Альваро и др. «Новое свидетельство вулканической, тектонической и климатической активности Марса». Икар 172.2 (2004): 573-581.
  23. ↑ Мюллер, Карл и Мэтью Голомбек. «Компрессионные структуры на Марсе». Анну. Преподобный "Планета Земля". Sci. 32 (2004): 435-464.
  24. ^ Роббинс, Стюарт Дж. И Брайан М. Хайнек. «Отдаленные вторичные кратеры от кратера Лио на Марсе и последствия для возраста поверхности планетных тел». Письма о геофизических исследованиях 38.5 (2011).
  25. ^ Малин, Майкл С. и др. «Современная скорость образования кратеров и современная активность оврагов на Марсе». наука 314.5805 (2006): 1573-1577.
  26. ^ Попова, Ольга, Иван Немчинов, и Уильям К. Хартманн. «Болиды в настоящей и прошлой марсианской атмосфере и их влияние на кратерные процессы». Метеоритика и планетология 38.6 (2003): 905-925.
  27. ^ Международная комиссия по стратиграфии . «Международная стратиграфическая карта» (PDF) . Проверено 25 сентября 2009 .
  28. ^ а б Эйхер, DL; Макалестер, А.Л. (1980). История Земли; Прентис-Холл: Энглвуд Клиффс, Нью-Джерси, стр. 143-146, ISBN 0-13-390047-9 . 
  29. ^ Masson, P .; Карр, MH; Costard, F .; Greeley, R .; Hauber, E .; Яуманн Р. (2001). Геоморфологические доказательства жидкой воды. Обзоры космической науки, 96, стр. 352.
  30. ^ Nimmo, F .; Танака, К. (2005). Ранняя коровая эволюция Марса. Анну. Преподобный " Планета Земля". Sci., 33, 133–161.
  31. ^ Хартманн, WK; Нойкум, Г. (2001). Хронология кратеров и эволюция Марса. В книге «Хронология и эволюция Марса» Калленбах Р. и др. Eds., Space Science Reviews, 96: 105–164.

Библиография и рекомендуемая литература [ править ]

  • Бойс, Джозеф, М. (2008). Смитсоновская книга Марса; Конецки и Конецки: Олд Сэйбрук, Коннектикут, ISBN 978-1-58834-074-0 
  • Карр, Майкл, Х. (2006). Поверхность Марса; Издательство Кембриджского университета: Кембридж, Великобритания, ISBN 978-0-521-87201-0 . 
  • Хартманн, Уильям, К. (2003). Путеводитель по Марсу: Таинственные пейзажи Красной планеты; Рабочий: Нью-Йорк, ISBN 0-7611-2606-6 . 
  • Мортон, Оливер (2003). Картографирование Марса: наука, воображение и рождение мира; Пикадор: Нью-Йорк, ISBN 0-312-42261-X .