Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску

Геологической истории Марса следует физической эволюции Марса , как подтверждается наблюдениями, косвенных и прямых измерений, а также различные методы логического вывода. Методы, восходящие к методам 17-го века, разработанные Николасом Стено , включая так называемый закон суперпозиции и стратиграфию , используемые для оценки геологической истории Земли и Луны, активно применяются к данным, доступным из нескольких марсианских наблюдательных и измерительных ресурсов. . К ним относятся посадочные аппараты, орбитальные платформы, наземные наблюдения и марсианские метеориты.

Наблюдения за поверхностями многих тел Солнечной системы дают важные подсказки об их эволюции. Например, поток лавы, который распространяется и заполняет большой ударный кратер, вероятно, будет моложе кратера. С другой стороны, небольшой кратер на вершине того же потока лавы, вероятно, будет моложе как лавы, так и более крупного кратера, поскольку можно предположить, что он был продуктом более позднего, ненаблюдаемого геологического события. Этот принцип, называемый законом суперпозиции , наряду с другими принципами стратиграфии первым сформулировал Николас Стенен в 17 - м века, позволили геологам 19 - го века , чтобы разделить историю Земли в известные эпохи палеозоя ,Мезозой и кайнозой . Позднее та же методика была применена к Луне [1], а затем к Марсу. [2]

Изображение HiRISE, иллюстрирующее закон суперпозиции Стено . Темный поток лавы покрывает (моложе) светлую местность справа. Выбросы кратера в центре покрывают оба блока, что указывает на то, что кратер моложе обоих блоков.

Другой стратиграфический принцип, используемый на планетах, где хорошо сохранились ударные кратеры, - это плотность числа кратеров. Количество кратеров большего размера на единицу площади поверхности (обычно миллион км 2 ) дает относительный возраст этой поверхности. Поверхности с сильными кратерами - старые, редко покрытые кратерами - молодые. На старых поверхностях есть много больших кратеров, а на молодых - в основном маленькие кратеры или вообще нет. Эти стратиграфические концепции составляют основу марсианской геологической шкалы времени.

Относительный возраст по стратиграфии [ править ]

Стратиграфия устанавливает относительный возраст слоев горных пород и отложений, отмечая различия в составе (твердые вещества, жидкости и захваченные газы). Часто включаются предположения о скорости осаждения, что позволяет получить ряд оценок потенциального возраста по любому набору наблюдаемых слоев отложений.

Абсолютный возраст [ править ]

Основным методом калибровки возраста по календарю нашей эры является радиометрическое датирование. Комбинации различных радиоактивных материалов могут улучшить неопределенность оценки возраста на основе любого изотопа.

Используя стратиграфические принципы, возрасты горных пород обычно можно определить только относительно друг друга . Например, знание того, что пласты мезозойских пород, составляющие меловую систему, лежат на поверхности (и, следовательно, моложе) пород юрской системы, ничего не говорит о том, как давно были меловой или юрский периоды. Другие методы, такие как радиометрическое датирование , необходимы для определения абсолютного возраста в геологическом времени. Как правило, это известно только для горных пород на Земле. Абсолютный возраст также известен для выбранных горных пород Луны на основе образцов, возвращенных на Землю.

Присвоить абсолютный возраст каменным единицам на Марсе гораздо сложнее. За прошедшие годы были предприняты многочисленные попытки [3] [4] [5] определить абсолютную марсианскую хронологию (временную шкалу) путем сравнения предполагаемой скорости образования кратеров на Марсе и на Луне. Если скорость образования ударных кратеров на Марсе по размеру кратера на единицу площади в течение геологического времени (скорость производства или поток) известна с точностью, то плотность кратеров также дает возможность определить абсолютный возраст. [6] К сожалению, практические трудности с подсчетом кратеров [7]и неопределенности в оценке потока по-прежнему создают огромные неопределенности в отношении возраста, полученного с помощью этих методов. Марсианские метеориты предоставили датируемые образцы, которые согласуются с возрастом, рассчитанным на данный момент [8], но места на Марсе, откуда метеориты пришли (происхождение), неизвестны, что ограничивает их ценность в качестве хроностратиграфических инструментов. Поэтому к абсолютному возрасту, определяемому плотностью кратеров, следует относиться с некоторым скептицизмом. [9]

Временная шкала плотности кратеров [ править ]

Исследования плотности ударных кратеров на поверхности Марса [10] выявили четыре широких периода в геологической истории планеты . [11] Эти периоды были названы в честь мест на Марсе с крупномасштабными поверхностными особенностями, такими как большие кратеры или широко распространенные потоки лавы, относящиеся к этим периодам времени. Приведенные здесь абсолютные возрасты являются приблизительными. От самого старшего к младшему временные периоды следующие:

  • Пренойский период Представляет интервал от аккреции и дифференциации планеты около 4,5 миллиардов лет назад ( Гья ) до образования ударного бассейна Эллады , между 4,1 и 3,8 Гя. [12] Большая часть геологических данных об этом интервале была стерта последующей эрозией и высокой интенсивностью ударов. Земной коры дихотомии , как полагают, сформировалисьтечение этого времени, наряду с Argyre и Isidis бассейнов.
  • Ноевский период (названный в честь Ноя Терра ): образование самых старых из сохранившихся поверхностей Марса между 4,1 и примерно 3,7 миллиардами лет назад (Гья). Поверхности эпохи Ноаха покрыты множеством крупных ударных кратеров. Тарсис выпуклость , как полагают, сформировались во время Noachian, наряду с обширной эрозии ликвидными реки производства водных сетей долины . Могли присутствовать большие озера или океаны.
  • Гесперианский период (названный в честь Hesperia Planum ): от 3,7 до примерно 3,0 Гья. Отмечен образованием обширных лавовых равнин. Формирование Olympus Mons, вероятно, началось в этот период. [13] Катастрофические сбросы воды образовали обширные каналы оттока вокруг острова Хрис-Планиция и в других местах. В северных низинах могли образоваться эфемерные озера или моря.
  • Амазонский период (названный в честь Amazonis Planitia ): 3,0 Гя до настоящего времени. В регионах Амазонки мало кратеров от удара метеорита, но в остальном они весьма разнообразны. Втечение этого периода продолжалисьпотоки лавы, ледниковая / перигляциальная активность и незначительные выбросы жидкой воды. [14]
NoachianNoachianHesperianAmazonian (Mars)
Марсианские периоды времени (миллионы лет назад)

Дата гесперианской / амазонской границы особенно неопределенна и может варьироваться от 3,0 до 1,5 Гярда. [15] По сути, Гесперианец считается переходным периодом между окончанием сильной бомбардировки и холодным, сухим Марсом, наблюдаемым сегодня.

Шкала времени минеральных изменений [ править ]

В 2006 году исследователи, использующие данные спектрометра видимого и инфракрасного минералогического картирования OMEGA на борту орбитального аппарата Mars Express, предложили альтернативную марсианскую шкалу времени, основанную на преобладающем типе минеральных изменений, которые произошли на Марсе из-за различных стилей химического выветривания в прошлом планеты. Они предложили разделить историю Марса на три эпохи: филлоцианскую, тейикскую и сидериканскую. [16] [17]

  • Филлоциан (названный в честь филлосиликатных или глинистых минералов, характеризующих ту эпоху) существовал с момента образования планеты до раннего ноя (около 4,0 Гья). OMEGA определила выходы на поверхность филлосиликатов во многих местах на Марсе, все в породах, которые были исключительно пренойским или ноахским возрастом (особенно в обнажениях горных пород в Нили Фоссае и Моурт Валлис ). Для образования филлозилликатов требуется богатая водой щелочная среда. Филлоцианская эра коррелирует с возрастом сети долин.образование на Марсе, что свидетельствует о раннем климате, который способствовал наличию обильных поверхностных вод. Считается, что отложения этой эпохи - лучшие кандидаты для поиска свидетельств прошлой жизни на планете.
  • Тейкиан (названный в честь сернистых по-гречески из-за образовавшихся сульфатных минералов ) просуществовал примерно до 3,5 Гья. Это была эпоха обширного вулканизма , в результате которого в атмосферу было выброшено большое количество диоксида серы (SO 2 ). SO 2 объединился с водой, чтобы создать среду, богатую серной кислотой, которая позволила образовывать гидратированные сульфаты (особенно кизерит и гипс ).
  • Сидерикан (по-гречески названный в честь железа, из-за образовавшихся оксидов железа) просуществовал с 3,5 Гья до настоящего времени. С упадком вулканизма и доступной воды, наиболее заметным процессом выветривания поверхности стало медленное окисление богатых железом горных пород атмосферными пероксидами с образованием красных оксидов железа, которые придают планете знакомый цвет.

Ссылки [ править ]

  1. ^ См. Mutch, TA (1970). Геология Луны: стратиграфический взгляд; Princeton University Press: Princeton, NJ, 324 pp. И Wilhelms, DE (1987). Геологическая история Луны, Профессиональная статья USGS 1348; http://ser.sese.asu.edu/GHM/ для обзоров по этой теме.
  2. ^ Скотт, DH; Карр М.Х. (1978) Геологическая карта Марса, Разное. Вкладывать деньги. Набор. Карта 1-1083; USGS: Рестон, штат Вирджиния.
  3. ^ Neukum, G .; Мудрый, Д. У. (1976). «Марс: стандартная кривая кратера и возможная новая шкала времени». Наука . 194 (4272): 1381–1387. Bibcode : 1976Sci ... 194.1381N . DOI : 10.1126 / science.194.4272.1381 . PMID  17819264 .
  4. ^ Neukum, G .; Хиллер, К. (1981). «Марсианские века». J. Geophys. Res . 86 (B4): 3097–3121. Bibcode : 1981JGR .... 86.3097N . DOI : 10.1029 / JB086iB04p03097 .
  5. ^ Хартманн, WK; Нойкум, Г. (2001). «Хронология кратеров и эволюция Марса». В Kallenbach, R .; и другие. (ред.). Хронология и эволюция Марса . Обзоры космической науки. 12 . С. 105–164. ISBN 0792370511.
  6. Перейти ↑ Hartmann, WK (2005). «Марсианский кратер 8: уточнение изохрон и хронология Марса». Икар . 174 (2): 294. Bibcode : 2005Icar..174..294H . DOI : 10.1016 / j.icarus.2004.11.023 .
  7. Перейти ↑ Hartmann, WK (2007). «Марсианский кратер 9: К разрешению спора о малых кратерах». Икар . 189 (1): 274–278. Bibcode : 2007Icar..189..274H . DOI : 10.1016 / j.icarus.2007.02.011 .
  8. Перейти ↑ Hartmann 2003 , p. 35 год
  9. Перейти ↑ Carr 2006 , p. 40
  10. Перейти ↑ Tanaka, KL (1986). Стратиграфия Марса. J. Geophys. Res., Семнадцатая конференция поизучениюЛуны и планет, часть 1, 91 (B13), E139 – E158.
  11. ^ Каплингер, Майк. «Определение возраста поверхностей на Марсе» . Архивировано из оригинального 19 -го февраля 2007 года . Проверено 2 марта 2007 .
  12. ^ Карр, MH; Глава, JW (2010). «Геологическая история Марса» (PDF) . Планета Земля. Sci. Lett . 294 (3–4): 185–203. Bibcode : 2010E и PSL.294..185C . DOI : 10.1016 / j.epsl.2009.06.042 .
  13. ^ Фуллер, Элизабет Р .; Голова, Джеймс У. (2002). «Amazonis Planitia: роль геологически недавнего вулканизма и седиментации в формировании самых гладких равнин на Марсе» (PDF) . Журнал геофизических исследований . 107 (E10): 5081. Bibcode : 2002JGRE..107.5081F . DOI : 10.1029 / 2002JE001842 .
  14. ^ 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
  15. Перейти ↑ Hartmann 2003 , p. 34
  16. ^ Уильямс, Крис. «Зонд показывает три возраста Марса» . Проверено 2 марта 2007 .
  17. ^ Бибринг, Жан-Пьер; Ланжевен, Y; Горчица, JF; Пуле, F; Arvidson, R; Гендрин, А; Gondet, B; Mangold, N; и другие. (2006). «Глобальная минералогическая и водная история Марса по данным OMEGA / Mars Express» . Наука . 312 (5772): 400–404. Bibcode : 2006Sci ... 312..400B . DOI : 10.1126 / science.1122659 . PMID 16627738 . 

Внешние ссылки [ править ]

  • Марс - Геологическая карта ( Геологическая служба США , 2014 г.) ( исходное / кадрирование / полное / видео (00:56) ).