stringtranslate.com

Гесперианский

Гесперианский период — геологическая система и временной период на планете Марс, характеризующийся широко распространенной вулканической активностью и катастрофическими наводнениями, которые прорезали огромные каналы оттока по всей поверхности. Гесперианский период — промежуточный и переходный период марсианской истории. В течение Гесперианского периода Марс изменился с более влажного и, возможно, более теплого мира Нойского периода на сухую, холодную и пыльную планету, которую мы видим сегодня. [1] Абсолютный возраст Гесперианского периода неизвестен. Начало периода последовало за окончанием Поздней тяжелой бомбардировки [2] и, вероятно, соответствует началу лунного Позднего Имбрийского периода [3] [4] около 3700 миллионов лет назад ( Mya ). Конец Гесперианского периода гораздо более неопределен и может варьироваться от 3200 до 2000 Mya, [5] причем часто упоминается 3000 Mya. Гесперианский период примерно совпадает с ранним архейским эоном Земли . [2]

С уменьшением количества сильных ударов в конце Нойской эры вулканизм стал основным геологическим процессом на Марсе, создав обширные равнины из затопленных базальтов и широкие вулканические сооружения ( высокогорные патеры ). [6] К гесперийскому периоду все крупные щитовые вулканы на Марсе, включая Олимп , начали формироваться. [7] Вулканическое выделение газов привело к выбросу большого количества диоксида серы (SO2 ) и сероводорода ( H2S ) в атмосферу, что привело к переходу в стиле выветривания от преимущественно филлосиликатного ( глинистого ) к сульфатному минералогическому составу . [8] Жидкая вода стала более локализованной по площади и стала более кислой, поскольку она взаимодействовала с SO2 и H2S , образуя серную кислоту . [9] [10]

К началу позднего Геспериана атмосфера, вероятно, истончилась до своей нынешней плотности. [10] По мере охлаждения планеты грунтовые воды , хранящиеся в верхней коре (мегареголит ) , начали замерзать, образуя толстую криосферу, лежащую над более глубокой зоной жидкой воды. [11] Последующая вулканическая или тектоническая активность время от времени разрушала криосферу, высвобождая огромные количества глубинных грунтовых вод на поверхность и прорезая огромные каналы оттока . Большая часть этой воды текла в северное полушарие, где она, вероятно, собиралась, образуя большие временные озера или покрытый льдом океан.

Описание и происхождение названия

Гесперианская система и период названы в честь Hesperia Planum , умеренно кратерированного высокогорного региона к северо-востоку от бассейна Эллада . Типовая область Гесперианской системы находится в четырехугольнике Mare Tyrrhenum (MC-22) около 20°S 245°W / 20°S 245°W / -20; -245 . Регион состоит из холмистых, продуваемых ветрами равнин с обильными морщинистыми хребтами, напоминающими те, что на лунных морях . Эти «хребтовые равнины» интерпретируются как базальтовые потоки лавы ( базальтовые потоки ), которые извергались из трещин. [12] Плотность числа крупных ударных кратеров умеренная, около 125–200 кратеров диаметром более 5 км на миллион км 2 . [3] [13] Гесперианские хребты покрывают примерно 30% поверхности Марса; [2] они наиболее заметны на плато Гесперия, плато Сирт-Большой , плато Луна, плато Малея и плато Сирия-Солис-Синай в южной части Фарсиды . [14] [15]

Pre-NoachianNoachianAmazonian (Mars)
Марсианские периоды времени (миллионы лет назад)

Хронология и стратиграфия Гесперианской эпохи

Схематическое сечение изображения слева. Поверхностные единицы интерпретируются как последовательность слоев ( страт ), с самыми молодыми наверху и самыми старыми внизу в соответствии с законом суперпозиции .
Изображение HiRISE , иллюстрирующее суперпозицию — принцип, позволяющий геологам определять относительный возраст поверхностных единиц. Темный поток лавы перекрывает (моложе) светлую, более сильно кратерированную местность справа. Выброс кратера в центре перекрывает оба блока, указывая на то, что кратер является самой молодой особенностью на изображении. (См. поперечное сечение, справа вверху.)

Марсианские временные периоды основаны на геологическом картировании единиц поверхности с помощью снимков с космических аппаратов . [12] [16] Единица поверхности — это местность с отчетливой текстурой, цветом, альбедо , спектральным свойством или набором форм рельефа, которые отличают ее от других единиц поверхности и достаточно велики, чтобы быть отображенными на карте. [17] Картографы используют стратиграфический подход, впервые разработанный в начале 1960-х годов для фотогеологических исследований Луны . [ 18] Хотя единица поверхности основана на характеристиках поверхности, она не является самой поверхностью или группой форм рельефа . Это предполагаемая геологическая единица (например, формация ), представляющая собой пластообразное, клиновидное или плитообразное тело породы, которое лежит под поверхностью. [19] [20] Единица поверхности может быть кратерным выбросом, отложением, потоком лавы или любой поверхностью, которая может быть представлена ​​в трех измерениях как дискретный слой, ограниченный выше или ниже смежными единицами (показано справа). Используя такие принципы, как суперпозиция (показано слева), сквозные связи и связь плотности ударных кратеров с возрастом, геологи могут разместить единицы в относительной возрастной последовательности от самых старых к самым молодым. Единицы схожего возраста группируются глобально в более крупные, хроностратиграфические ( хроностратиграфические ) единицы, называемые системами . Для Марса определены четыре системы: донойская, нойская , гесперийская и амазонская. Геологические единицы, лежащие ниже (старше) нойской, неформально называются донойскими. [21] Геологическим временным ( геохронологическим ) эквивалентом гесперийской системы является гесперийский период. Скальные или поверхностные единицы гесперийской системы были сформированы или отложены во время гесперийского периода.

Система против периода

Система и период не являются взаимозаменяемыми терминами в формальной стратиграфической номенклатуре, хотя их часто путают в популярной литературе. Система — это идеализированная стратиграфическая колонка, основанная на физической записи горных пород типовой области (типовой секции), коррелируемой с секциями горных пород из многих различных мест по всей планете. [23] Система ограничена сверху и снизу слоями с отчетливо различающимися характеристиками (на Земле, как правило, индексными окаменелостями ), которые указывают на резкие (часто резкие) изменения в доминирующей фауне или условиях окружающей среды. (См. границу мелового и палеогенового периодов в качестве примера.)

В любом месте участки горных пород в данной системе склонны содержать пробелы ( несогласия ), аналогичные отсутствующим страницам в книге. В некоторых местах породы из системы полностью отсутствуют из-за неотложения или более поздней эрозии. Например, породы меловой системы отсутствуют на большей части восточной центральной части Соединенных Штатов. Однако временной интервал мелового периода (меловой период) все еще имел место там. Таким образом, геологический период представляет собой временной интервал, в течение которого отлагались слои системы, включая любые неизвестные количества времени, присутствующие в пробелах. [23] Периоды измеряются в годах и определяются радиоактивным датированием . На Марсе радиометрический возраст недоступен, за исключением марсианских метеоритов , происхождение и стратиграфический контекст которых неизвестны. Вместо этого абсолютный возраст на Марсе определяется плотностью ударных кратеров, которая в значительной степени зависит от моделей образования кратеров с течением времени. [24] Соответственно, даты начала и окончания марсианских периодов неопределенны, особенно для границы Гесперианского и Амазонского периодов, которые могут быть ошибочными в 2 или 3 раза. [4] [21]

Границы и подразделения

Геологический контакт Нойской и Гесперианской систем. Гесперианские хребтовые равнины (Hr) затапливают и перекрывают более древние кратерированные плато Нойской эпохи (Npl). Хребтовые равнины частично погребают многие из старых кратеров Нойской эпохи. Изображение представляет собой мозаику THEMIS IR, основанную на похожей фотографии Viking, показанной в Tanaka et al. (1992), рис. 1a, стр. 352.
Приблизительный геологический контакт лавового шлейфа верхнего гесперийского яруса из Альба Монс (H al ) с нижнеамазонской формацией Ваститас Бореалис (A vb ). Изображение представляет собой топографическую карту MOLA , адаптированную из Ivanov and Head (2006), рис. 1, 3 и 8. [25]

Нижняя граница Гесперианской системы определяется как основание хребтовых равнин, которые типичны для Hesperia Planum и покрывают около трети поверхности планеты. [3] В восточной части Hesperia Planum хребтовые равнины залегают на кратерированных плато раннего и среднего нойского возраста (на фото слева). [15] Верхняя граница Гесперианской системы более сложная и несколько раз пересматривалась на основе все более детального геологического картирования. [3] [12] [26] В настоящее время стратиграфическая граница Гесперианской системы с более молодой Амазонской системой определяется как основание формации Vastitas Borealis [27] (на фото справа). Vastitas Borealis — это обширная низменная равнина, которая покрывает большую часть северного полушария Марса. Обычно интерпретируется как состоящий из переработанных осадков, происходящих из позднегесперианских каналов оттока, и может быть остатком океана, который покрывал северные низменные бассейны. Другая интерпретация формации Vastitas Borealis заключается в том, что она состоит из потоков лавы. [28]

Гесперианская система подразделяется на две хроностратиграфические серии : нижнегесперианскую и верхнегесперианскую. Серии основаны на референтах или местоположениях на планете, где поверхностные единицы указывают на отличительный геологический эпизод, распознаваемый во времени по возрасту кратеров и стратиграфическому положению. Например, Гесперианское плато является референтным местоположением для нижнегесперианской серии. [3] [29] Соответствующие геологические временные (геохронологические) единицы двух гесперианских серий — это раннегесперианская и позднегесперианская эпохи . Эпоха — это подразделение периода; эти два термина не являются синонимами в формальной стратиграфии. Возраст границы раннего геспериана и позднего геспериана неопределен и колеблется от 3600 до 3200 миллионов лет назад на основе количества кратеров. [5] Среднее значение диапазона показано на временной шкале ниже.

Гесперианские эпохи (миллионы лет назад) [5]

Стратиграфические термины обычно сбивают с толку геологов и негеологов. Один из способов разобраться в этой трудности — следующий пример: можно легко отправиться в Цинциннати, штат Огайо , и посетить выход горных пород в верхнем ордовикском отделе ордовикской системы. Вы даже можете собрать там ископаемый трилобит . Однако вы не можете посетить позднеордовикскую эпоху в ордовикском периоде и собрать настоящего трилобита.

Схема жесткой стратиграфической номенклатуры, основанная на Земле, успешно применяется к Марсу уже несколько десятилетий, но имеет множество недостатков. Схема, несомненно, будет усовершенствована или заменена по мере поступления большего количества более качественных данных. [30] (См. минералогическую хронологию ниже в качестве примера альтернативы.) Получение радиометрического возраста образцов из идентифицированных поверхностных единиц, очевидно, необходимо для более полного понимания марсианской хронологии. [31]

Марс в Гесперидский период

Вид с орбитального аппарата Viking на поверхность Земли Меридиана, относящуюся к периоду Гесперианской эры. Небольшие ударные кратеры датируются периодом Гесперианской эры и выглядят четкими, несмотря на свой большой возраст. Это изображение показывает, что эрозия на Марсе была очень медленной с конца Нойской эры . Изображение имеет поперечник 17 км и основано на Карре, 1996, стр. 134, рис. 6-8. [32]

Гесперианский период был временем снижения скорости образования ударных кратеров, интенсивной и широко распространенной вулканической активности и катастрофических наводнений. Многие из основных тектонических структур на Марсе сформировались в это время. Вес огромного выступа Фарсиды напрягал кору, создавая обширную сеть растяжимых трещин ( ямок ) и деформационных структур сжатия ( морщинистых хребтов ) по всему западному полушарию. Огромная экваториальная система каньонов Долины Маринера образовалась в Гесперианский период в результате этих напряжений. Выветривание серной кислотой на поверхности привело к образованию обилия сульфатных минералов, которые выпадали в осадок в эвапоритовых средах , которые стали широко распространены по мере того, как планета становилась все более засушливой. Гесперианский период был также временем, когда в геологической летописи Марса появились самые ранние свидетельства ледниковой активности и процессов, связанных со льдом.

Образование ударного кратера

Первоначально предполагалось, что Гесперианская система относится к старейшим поверхностям на Марсе, которые появились после окончания интенсивной бомбардировки . [33] Таким образом, Гесперианская система была периодом быстрого снижения скорости образования ударных кратеров. Однако время и скорость снижения неопределенны. Данные о лунных кратерах показывают, что скорость образования ударов во внутренней части Солнечной системы в Нойскую эпоху (4000 миллионов лет назад) была в 500 раз выше, чем сегодня. [34] Планетологи до сих пор спорят, представляют ли эти высокие скорости конец планетарной аккреции или поздний катаклизмический импульс, последовавший за более спокойным периодом ударной активности. Тем не менее, в начале Гесперианской эпохи скорость ударов, вероятно, снизилась примерно до 80 раз больше, чем сейчас, [4] и к концу Гесперианской эпохи, примерно 700 миллионов лет спустя, скорость начала напоминать ту, что наблюдается сегодня. [35]

Примечания и ссылки

  1. ^ Хартманн, 2003, стр. 33–34.
  2. ^ abc Carr, MH; Head, JW (2010). «Геологическая история Марса». Earth and Planetary Science Letters . 294 (3–4): 185–203. Bibcode : 2010E&PSL.294..185C. doi : 10.1016/j.epsl.2009.06.042.
  3. ^ abcde Танака, КЛ (1986). «Стратиграфия Марса». Журнал геофизических исследований . 91 (Б13): Е139–Е158. Бибкод : 1986LPSC...17..139T. дои : 10.1029/JB091iB13p0E139.
  4. ^ abc Hartmann, WK; Neukum, G. (2001). «Хронология кратерообразования и эволюция Марса». Space Science Reviews . 96 : 165–194. Bibcode : 2001SSRv...96..165H. doi : 10.1023/A:1011945222010. S2CID  7216371.
  5. ^ abc Hartmann, WK (2005). «Марсианские кратеры 8: Уточнение изохрон и хронология Марса». Icarus . 174 (2): 294–320. Bibcode :2005Icar..174..294H. doi :10.1016/j.icarus.2004.11.023.
  6. ^ Грили, Р.; Спудис, П. Д. (1981). «Вулканизм на Марсе». Обзоры геофизики . 19 (1): 13–41. Bibcode : 1981RvGSP..19...13G. doi : 10.1029/RG019i001p00013.
  7. ^ Вернер, СК (2009). «Глобальная марсианская вулканическая эволюционная история». Icarus . 201 (1): 44–68. Bibcode : 2009Icar..201...44W. doi : 10.1016/j.icarus.2008.12.019.
  8. ^ Бибринг, Ж.-П.; Ланжевен, Ю.; Горчица, Дж. Ф.; Пуле, Ф.; Арвидсон, Р.; Гендрин, А.; Гонде, Б.; Мангольд, Н.; Пинет, П.; Забудь, Ф.; Берта, М.; Бибринг, Ж.-П.; Гендрин, А.; Гомес, К.; Гонде, Б.; Жугле, Д.; Пуле, Ф.; Суффло, А.; Винсендон, М.; Комбс, М.; Дроссарт, П.; Энкреназ, Т .; Фуше, Т.; Мерчиорри, Р.; Беллучи, Г.; Альтьери, Ф.; Формизано, В.; Капаччиони, Ф.; Черрони, П.; Корадини, А.; Фонти, С.; Кораблев О.; Котцов В.; Игнатьев Н.; Мороз В.; Титов Д.; Засова Л.; Луазо, Д.; Мангольд, Н.; Пинет, П.; Дут, С.; Шмитт, Б.; Сотин, К.; Хаубер, Э.; Хоффманн, Х.; Яуманн, Р.; Келлер, У.; Арвидсон, Р.; Горчица, Дж. Ф.; Даксбери, Т.; Забудь, Ф.; Нойкум, Г. (2006). «Глобальная минералогическая и водная история Марса, полученная на основе данных OMEGA / Mars Express». Наука . 312 (5772): 400–404. Бибкод : 2006Sci...312..400B. дои : 10.1126/science.1122659. ПМИД  16627738.
  9. ^ Хэд, Дж. В.; Уилсон, Л. (2011). Нойско-гесперианский переход на Марсе: геологические свидетельства прерывистой фазы глобального вулканизма как ключевого фактора эволюции климата и атмосферы. 42-я конференция по наукам о Луне и планетах (2011), Тезисы № 1214. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2011/pdf/1214.pdf.
  10. ^ ab Barlow, NG (2010). «Что мы знаем о Марсе из его ударных кратеров». Бюллетень Геологического общества Америки . 122 (5–6): 644–657. Bibcode : 2010GSAB..122..644B. ​​doi : 10.1130/B30182.1.
  11. ^ Клиффорд, SM (1993). «Модель гидрологического и климатического поведения воды на Марсе». Журнал геофизических исследований . 98 (E6): 10973–11016. Bibcode : 1993JGR....9810973C. doi : 10.1029/93JE00225.
  12. ^ abc Скотт, Д. Х.; Карр, М. Х. (1978). Геологическая карта Марса. Геологическая служба США, серия «Различные исследования», карта I-1083.
  13. ^ Strom, RG; Croft, SK; Barlow, NG (1992) The Martian Impact Cratering Record in Mars, HH Kieffer et al., Eds.; University of Arizona Press: Tucson, AZ, стр. 383–423.
  14. ^ Скотт, Д. Х.; Танака, К. Л. (1986). Геологическая карта западного экваториального региона Марса. Геологическая служба США, серия «Различные исследования», карта I–1802–A.
  15. ^ ab Грили, Р.; Гест, Дж. Э. (1987). Геологическая карта Восточно-Экваториального региона Марса. Геологическая служба США, серия «Различные исследования», карта I–1802–B.
  16. ^ МакКорд, Т. М. и др. (1980). Определение и характеристика глобальных единиц поверхности Марса: предварительные карты единиц. 11-я конференция по лунной и планетарной науке: Хьюстон: Техас, аннотация № 1249, стр. 697–699. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc1980/pdf/1249.pdf.
  17. ^ Грили, Р. (1994) Планетарные ландшафты, 2-е изд.; Chapman & Hall: Нью-Йорк, стр. 8 и рис. 1.6.
  18. ^ См. Mutch, TA (1970). Geology of the Moon: A Stratigraphic View; Princeton University Press: Princeton, NJ, 324 стр. и Wilhelms, DE (1987). The Geologic History of the Moon, USGS Professional Paper 1348; http://ser.sese.asu.edu/GHM/ для обзоров по этой теме.
  19. ^ Вильгельмс, Д. Э. (1990). Геологическое картирование в планетарном картировании, Р. Грили, Р. М. Батсон, ред.; Cambridge University Press: Cambridge UK, стр. 214.
  20. ^ Танака, К. Л.; Скотт, Д. Х.; Грили, Р. (1992). Глобальная стратиграфия на Марсе, HH Kieffer et al., ред.; Издательство Аризонского университета: Тусон, AZ, стр. 345–382.
  21. ^ ab Nimmo, F.; Tanaka, K. (2005). "Ранняя эволюция коры Марса". Annual Review of Earth and Planetary Sciences . 33 (1): 133–161. Bibcode : 2005AREPS..33..133N. doi : 10.1146/annurev.earth.33.092203.122637.
  22. ^ Международная комиссия по стратиграфии . "Международная стратиграфическая карта" (PDF) . Получено 25.09.2009 .
  23. ^ ab Eicher, DL; McAlester, AL (1980). История Земли; Prentice-Hall: Englewood Cliffs, NJ, стр. 143–146, ISBN 0-13-390047-9 . 
  24. ^ Masson, P.; Carr, MH; Costard, F.; Greeley, R.; Hauber, E.; Jaumann, R. (2001). "Геоморфологические доказательства наличия жидкой воды". Space Science Reviews . Space Sciences Series of ISSI. 96 : 333–364. doi :10.1007/978-94-017-1035-0_12. ISBN 978-90-481-5725-9.
  25. ^ Иванов, MA; Хэд, JW (2006). "Альба Патера, Марс: Топография, структура и эволюция уникального позднегесперианского–раннеамазонского щитового вулкана". Журнал геофизических исследований . 111 (E9): E09003. Bibcode : 2006JGRE..111.9003I. doi : 10.1029/2005JE002469 .
  26. ^ Танака, К. Л.; Скиннер, Дж. А.; Харе, Т. М. (2005). Геологическая карта северных равнин Марса. Карта научных исследований 2888, брошюра; Геологическая служба США.
  27. ^ Формация Vastitas Borealis здесь используется для включения Нижней Амазонской Скандии, внутренней части Vastitas Borealis и окраинных единиц Vastitas Borealis Танаки и др. (2005).
  28. ^ Кэтлинг, DC; Леови, CB; Вуд, SE; Дэй, MD (2011). Лавовое море на северных равнинах Марса: пересмотр циркумполярных гесперийских океанов. 42-я конференция по науке о Луне и планетах, тезисы № 2529. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2011/pdf/2529.pdf.
  29. ^ Masson, PL (1991). «Марсианская стратиграфия — краткий обзор и перспективы». Space Science Reviews . 56 (1–2): 9–12. Bibcode : 1991SSRv...56....9M. doi : 10.1007/BF00178385. S2CID  121719547.
  30. ^ Танака, К. Л. (2001). Стратиграфия Марса: что мы знаем, не знаем и что нам нужно сделать. 32-я конференция по науке о Луне и планетах, Тезисы № 1695. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2001/pdf/1695.pdf.
  31. ^ Карр, 2006, стр. 41.
  32. ^ Карр, МХ (1996). Вода на Марсе; Oxford University Press: Оксфорд, Великобритания, 229 стр., ISBN 0-19-509938-9 . 
  33. ^ Карр, 2006, стр. 15.
  34. ^ Карр, 2006, стр. 23.
  35. ^ Фассетт, CI; Хэд, JW (2011). «Последовательность и время условий на раннем Марсе». Icarus . 211 (2): 1204–1214. Bibcode :2011Icar..211.1204F. doi :10.1016/j.icarus.2010.11.014.

Библиография и рекомендуемая литература