stringtranslate.com

гесперианец

Геспериан — это геологическая система и период времени на планете Марс , характеризующийся широко распространенной вулканической активностью и катастрофическими наводнениями , которые прорезали огромные каналы оттока по поверхности. Гесперианец — промежуточный и переходный период марсианской истории. Во время гесперианства Марс превратился из более влажного и, возможно, более теплого мира Ноаха в сухую, холодную и пыльную планету, наблюдаемую сегодня. [1] Абсолютный возраст гесперианского периода неизвестен. Начало периода последовало за окончанием поздней тяжелой бомбардировки [2] и, вероятно, соответствует началу лунного позднеимбрийского периода [3] [4] около 3700 миллионов лет назад ( млн лет назад ). Конец гесперианского периода гораздо более неопределенен и может варьироваться от 3200 до 2000 млн лет назад, [5] при этом часто упоминается 3000 млн лет назад. Гесперианский период примерно совпадает с ранним архейским эоном Земли . [2]

С уменьшением сильных воздействий в конце Ноахского периода вулканизм стал основным геологическим процессом на Марсе, создав обширные равнины паводковых базальтов и обширные вулканические образования ( горные патеры ). [6] Ко времени Геспера все крупные щитовые вулканы на Марсе, включая гору Олимп , начали формироваться. [7] Вулканическое выделение газов привело к выбросу в атмосферу большого количества диоксида серы (SO 2 ) и сероводорода (H 2 S), что привело к переходу стиля выветривания от преимущественно слоисто-силикатного ( глиняного ) к сульфатному минералогическому составу . [8] Жидкая вода стала более локализованной и стала более кислой, поскольку она взаимодействовала с SO 2 и H 2 S с образованием серной кислоты . [9] [10]

К началу позднего геспериана атмосфера, вероятно, истончилась до нынешней плотности. [10] Когда планета остыла, грунтовые воды , хранящиеся в верхней коре (мегареголите ) , начали замерзать, образуя толстую криосферу , перекрывающую более глубокую зону жидкой воды. [11] Последующая вулканическая или тектоническая активность иногда разрушала криосферу, высвобождая огромное количество глубоких грунтовых вод на поверхность и образуя огромные каналы оттока . Большая часть этой воды текла в северное полушарие, где она, вероятно, собиралась в большие переходные 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 Эллады . Типовая зона Гесперианской системы находится в четырехугольнике Тирренского моря (MC-22) около 20 ° ю.ш., 245 ° з.д.  / 20 ° ю.ш., 245 ° з.д.  / -20; -245 . Регион представляет собой холмистые, пронизанные ветрами равнины с обильными морщинистыми хребтами , напоминающими лунные моря . Эти «хребтовые равнины» интерпретируются как потоки базальтовой лавы ( паводковые базальты ), извергающиеся из трещин. [12] Плотность крупных ударных кратеров умеренная: около 125–200 кратеров диаметром более 5 км на миллион км 2 . [3] [13] Хребтовые равнины гесперианского возраста покрывают примерно 30% поверхности Марса; [2] они наиболее заметны в Hesperia Planum, Syrtis Major Planum , Lunae Planum, Malea Planum и Плане Сирия-Солис-Синай на юге Фарсиса . [14] [15]

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

Гесперианская хронология и стратиграфия

Схематическое сечение изображения слева. Поверхностные единицы интерпретируются как последовательность слоев ( пластов ), с самым молодым вверху и самым старым внизу в соответствии с законом суперпозиции .
Изображение HiRISE , иллюстрирующее суперпозицию — принцип, который позволяет геологам определять относительный возраст участков поверхности. Темный поток лавы перекрывает (более молодой) светлый, более густо кратерированный ландшафт справа. Выброс кратера в центре перекрывает оба объекта, что указывает на то, что кратер является самым молодым объектом на изображении. (См. разрез справа вверху.)

Марсианские периоды времени основаны на геологическом картировании объектов поверхности по изображениям космических аппаратов . [12] [16] Единица поверхности — это местность с отчетливой текстурой, цветом, альбедо , спектральными свойствами или набором форм рельефа, которые отличают ее от других единиц поверхности и достаточно велика, чтобы ее можно было отобразить на карте. [17] Картографы используют стратиграфический подход, впервые разработанный в начале 1960-х годов для фотогеологических исследований Луны . [18] Несмотря на то, что единица поверхности основана на характеристиках поверхности, она не является самой поверхностью или группой форм рельефа . Это предполагаемая геологическая единица (например, формация ), представляющая собой пластинчатое, клиновидное или таблитчатое тело породы, лежащее под поверхностью. [19] [20] Единицей поверхности может быть отложение выброса кратера, поток лавы или любая поверхность, которая может быть представлена ​​в трех измерениях как дискретный слой , ограниченный сверху или снизу соседними единицами (показано справа). Используя такие принципы, как суперпозиция (показано слева), сквозные связи и взаимосвязь плотности ударных кратеров с возрастом, геологи могут расположить подразделения в относительной возрастной последовательности от самых старых к самым молодым. Подразделения одного возраста группируются по всему миру в более крупные временно-стратиграфические ( хроностратиграфические ) подразделения, называемые системами . Для Марса определены три системы: Ноахская , Гесперианская и Амазонская. Геологические образования, лежащие ниже (старше) нойского периода, неофициально называются доноахскими. [21] Геологическим временным ( геохронологическим ) эквивалентом Гесперианской системы является Гесперийский период. Горные породы или наземные образования Гесперианской системы были сформированы или отложены в Гесперианский период.

Система против периода

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 типовой области (типового разреза), коррелированных с разрезами горных пород из многих разных мест по всей планете. [23] Система сверху и снизу связана слоями с совершенно разными характеристиками (на Земле это обычно индексные окаменелости ), которые указывают на резкие (часто резкие) изменения в доминирующей фауне или условиях окружающей среды. (В качестве примера см. границу мела и палеогена .)

В любом месте разрезы горных пород в данной системе могут содержать пробелы ( несогласия ), аналогичные пропущенным страницам в книге. В некоторых местах породы системы полностью отсутствуют из-за неотложения или позднейшей эрозии. Например, породы меловой системы отсутствуют на большей части восточной части центральной части Соединенных Штатов. Однако временной интервал мела (Мелового периода) там все же имел место. Таким образом, геологический период представляет собой временной интервал, в течение которого отлагались пласты системы, включая любые неизвестные промежутки времени, присутствующие в промежутках. [23] Периоды измеряются в годах и определяются методом радиоактивного датирования . На Марсе радиометрический возраст недоступен, за исключением марсианских метеоритов , происхождение и стратиграфический контекст которых неизвестны. Вместо этого абсолютный возраст Марса определяется плотностью ударных кратеров, которая сильно зависит от моделей образования кратеров с течением времени. [24] Соответственно, даты начала и окончания марсианских периодов неопределенны, особенно для границы Геспера и Амазонки, которая может быть ошибочной в 2 или 3 раза. [4] [21]

Границы и подразделения

Геологический контакт Ноахской и Гесперийской систем. Гесперийские грядовые равнины (Hr) охватывают и перекрывают более древние ноахские кратерные плато (Npl). Хребтовые равнины частично погребают под собой многие старые кратеры нойского возраста. Изображение представляет собой ИК-мозаику THEMIS , основанную на аналогичной фотографии викингов, показанной Танакой и др. (1992), рис. 1а, с. 352.
Примерный геологический контакт верхнегесперианского лавового фартука горы Альба (H al ) с нижнеамазонской формацией Vastitas Borealis (A vb ). Изображение представляет собой топографическую карту MOLA , адаптированную из Иванова и Хэда (2006), рис. 1, 3 и 8. [25]

Нижняя граница Гесперианской системы определяется как основание горных равнин, типичным примером которых является Hesperia Planum и которые покрывают около трети поверхности планеты. [3] В восточной части Hesperia Planum хребтовые равнины залегают на материалах кратерного плато раннего и среднего нойского периода (на фото слева). [15] Верхняя граница Геспериана является более сложной и несколько раз переопределялась на основе все более детального геологического картирования. [3] [12] [26] В настоящее время стратиграфическая граница гесперийского периода с более молодой амазонской системой определяется как основание формации Vastitas Borealis [27] (на фото справа). Vastitas Borealis — обширная низменная равнина, покрывающая большую часть северного полушария Марса. Обычно считается, что он состоит из переработанных отложений, происходящих из каналов оттока позднего геспера, и может быть остатком океана, покрывавшего северные равнинные бассейны. Другая интерпретация формации Ваститас Бореалис заключается в том, что она состоит из потоков лавы. [28]

Гесперианская система подразделяется на две хроностратиграфические серии : нижнегесперианскую и верхнегесперианскую. Серия основана на референтах или местах на планете, где наземные единицы указывают на особый геологический эпизод, узнаваемый во времени по возрасту кратеров и стратиграфическому положению. Например, Hesperia Planum является эталонным местом для нижнегесперианской серии. [3] [29] Соответствующими геологическими временными (геохронологическими) единицами двух гесперианских серий являются раннегесперианская и поздняя гесперианская эпохи . Эпоха — это подразделение периода; эти два термина не являются синонимами в формальной стратиграфии. Возраст границы раннего гепсера и позднего геспера неизвестен: судя по подсчетам кратеров, он варьируется от 3600 до 3200 миллионов лет назад. [5] Среднее значение диапазона показано на временной шкале ниже.

Гесперианские эпохи (миллионы лет назад) [5]

Стратиграфические термины обычно сбивают с толку как геологов, так и негеологов. Один из способов справиться с этой трудностью — следующий пример: можно легко поехать в Цинциннати, штат Огайо , и посетить обнажение горных пород в верхнем ордовике ордовикской системы . Там можно даже найти окаменелого трилобита . Однако вы не могли посетить позднюю ордовикскую эпоху в ордовикском периоде и собрать настоящего трилобита.

Наземная схема жесткой стратиграфической номенклатуры успешно применяется к Марсу уже несколько десятилетий, но имеет множество недостатков. Эта схема, несомненно, будет усовершенствована или заменена по мере поступления все большего количества более качественных данных. [30] (В качестве альтернативы см. минералогическую временную шкалу ниже.) Получение радиометрического возраста образцов из идентифицированных наземных единиц явно необходимо для более полного понимания марсианской хронологии. [31]

Марс в гесперианский период

Вид орбитального аппарата «Викинг» на поверхность гесперианской эпохи на Терра Меридиани . Небольшие ударные кратеры датируются гесперианским периодом и кажутся четкими, несмотря на свой преклонный возраст. Это изображение показывает, что эрозия Марса была очень медленной с конца Ноаха . Изображение имеет размер 17 км в поперечнике и основано на Carr, 1996, p. 134, рис. 6-8. [32]

Гесперианский период был временем снижения скорости образования кратеров, интенсивной и широкомасштабной вулканической активности и катастрофических наводнений. Многие из основных тектонических образований на Марсе сформировались в это время. Вес огромной Тарсисской выпуклости вызвал напряжение в земной коре, образовав обширную сеть трещин растяжения ( ямок ) и деформаций сжатия ( морщинистых хребтов ) по всему западному полушарию. Огромная система экваториальных каньонов Валлес Маринерис образовалась в гесперианском периоде в результате этих напряжений. Сернокислотное выветривание на поверхности привело к образованию большого количества сульфатных минералов, которые осаждались в эвапоритовой среде , и которые получили широкое распространение по мере того, как планета становилась все более засушливой. Гесперианский период был также временем, когда в марсианских геологических записях появились самые ранние свидетельства ледниковой активности и процессов, связанных со льдом.

Ударные кратеры

Первоначально предполагалось, что Гесперианская система относится к древнейшим поверхностям Марса, возникшим после окончания тяжелых бомбардировок . [33] Таким образом, Геспериан был периодом времени, когда скорость образования ударных кратеров быстро снижалась. Однако сроки и темпы снижения остаются неопределенными. Данные о лунных кратерах позволяют предположить, что скорость столкновений во внутренней части Солнечной системы во время Ноаха (4000 миллионов лет назад) была в 500 раз выше, чем сегодня. [34] Ученые-планетологи до сих пор спорят о том, представляют ли эти высокие темпы завершение планетарной аккреции или поздний катастрофический импульс, последовавший за более спокойным периодом ударной активности. Тем не менее, в начале гесперийского периода скорость ударов, вероятно, снизилась примерно в 80 раз по сравнению с нынешними темпами, [4] а к концу гесперианского периода, примерно 700 миллионов лет спустя, темпы стали напоминать те, которые наблюдаются сегодня. [35]

Примечания и ссылки

  1. ^ Хартманн, 2003, стр. 33–34.
  2. ^ abc Карр, Миннесота; Руководитель, JW (2010). «Геологическая история Марса». Письма о Земле и планетологии . 294 (3–4): 185–203. Бибкод : 2010E&PSL.294..185C. дои : 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 Хартманн, WK; Нойкум, Г. (2001). «Хронология кратеров и эволюция Марса». Обзоры космической науки . 96 : 165–194. Бибкод :2001ССРв...96..165Х. дои : 10.1023/А: 1011945222010. S2CID  7216371.
  5. ^ abc Хартманн, WK (2005). «Марсианский кратер 8: уточнение изохроны и хронология Марса». Икар . 174 (2): 294–320. Бибкод : 2005Icar..174..294H. дои : 10.1016/j.icarus.2004.11.023.
  6. ^ Грили, Р.; Спудис, П.Д. (1981). «Вулканизм на Марсе». Обзоры геофизики . 19 (1): 13–41. Бибкод : 1981RvGSP..19...13G. дои : 10.1029/RG019i001p00013.
  7. ^ Вернер, Южная Каролина (2009). «Глобальная марсианская вулканическая история эволюции». Икар . 201 (1): 44–68. Бибкод : 2009Icar..201...44W. дои : 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. ^ Руководитель, JW; Уилсон, Л. (2011). Ноахийско-гесперианский переход на Марсе: геологические свидетельства периодической фазы глобального вулканизма как ключевой движущей силы эволюции климата и атмосферы. 42-я конференция по наукам о Луне и планетах (2011 г.), тезисы № 1214. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2011/pdf/1214.pdf.
  10. ^ аб Барлоу, Н.Г. (2010). «Что мы знаем о Марсе по его ударным кратерам». Бюллетень Геологического общества Америки . 122 (5–6): 644–657. Бибкод : 2010GSAB..122..644B. дои : 10.1130/B30182.1.
  11. ^ Клиффорд, С.М. (1993). «Модель гидрологического и климатического поведения воды на Марсе». Журнал геофизических исследований . 98 (Е6): 10973–11016. Бибкод : 1993JGR....9810973C. дои : 10.1029/93JE00225.
  12. ^ abc Скотт, DH; Карр, Миннесота (1978). Геологическая карта Марса. Карта I-1083 серии различных исследований Геологической службы США.
  13. ^ Стром, Р.Г.; Крофт, СК; Барлоу, Н.Г. (1992) Запись о марсианских кратерах от удара на Марсе, Х. Х. Киффер и др., Ред.; Издательство Университета Аризоны: Тусон, Аризона, стр. 383–423.
  14. ^ Скотт, Д.Х.; Танака, КЛ (1986). Геологическая карта западной экваториальной области Марса. Карта серии различных исследований Геологической службы США I–1802–A.
  15. ^ аб Грили, Р.; Гость, Дж. Э. (1987). Геологическая карта восточной экваториальной области Марса. Карта серии различных исследований Геологической службы США I–1802–B.
  16. ^ МакКорд, ТМ и др. (1980). Определение и характеристика единиц глобальной поверхности Марса: предварительные карты единиц. 11-я конференция по науке о Луне и планетах: Хьюстон: Техас, реферат № 1249, стр. 697–699. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc1980/pdf/1249.pdf.
  17. ^ Грили, Р. (1994) Планетарные ландшафты, 2-е изд.; Чепмен и Холл: Нью-Йорк, с. 8 и рис. 1.6.
  18. ^ См. Матч, Т.А. (1970). Геология Луны: стратиграфический взгляд; Издательство Принстонского университета: Принстон, Нью-Джерси, 324 стр. и Вильгельмс, Делавэр (1987). Геологическая история Луны, Профессиональный документ Геологической службы США 1348; http://ser.sese.asu.edu/GHM/ для обзоров по этой теме.
  19. ^ Вильгельмс, DE (1990). Геологическое картирование в планетарном картографировании, Р. Грили, Р. М. Бэтсон, ред.; Издательство Кембриджского университета: Кембридж, Великобритания, с. 214.
  20. ^ Танака, КЛ; Скотт, Д.Х.; Грили, Р. (1992). Глобальная стратиграфия Марса, Х. Х. Киффер и др., Ред.; Издательство Университета Аризоны: Тусон, Аризона, стр. 345–382.
  21. ^ Аб Ниммо, Ф.; Танака, К. (2005). «Ранняя эволюция земной коры Марса». Ежегодный обзор наук о Земле и планетах . 33 (1): 133–161. Бибкод : 2005AREPS..33..133N. doi :10.1146/annurev.earth.33.092203.122637.
  22. ^ Международная комиссия по стратиграфии . «Международная стратиграфическая карта» (PDF) . Проверено 25 сентября 2009 г.
  23. ^ аб Эйхер, DL; Макалестер, Алабама (1980). История Земли; Прентис-Холл: Энглвуд Клиффс, Нью-Джерси, стр. 143–146, ISBN 0-13-390047-9 . 
  24. ^ Массон, П.; Карр, Миннесота; Костард, Ф.; Грили, Р.; Хаубер, Э.; Яуманн, Р. (2001). «Геоморфологические доказательства существования жидкой воды». Обзоры космической науки . Серия космических наук ISSI. 96 : 333–364. дои : 10.1007/978-94-017-1035-0_12. ISBN 978-90-481-5725-9.
  25. ^ Иванов, М.А.; Хед, JW (2006). «Альба Патера, Марс: топография, структура и эволюция уникального щитового вулкана позднего геспера – раннего амазонского периода». Журнал геофизических исследований . 111 (Е9): E09003. Бибкод : 2006JGRE..111.9003I. дои : 10.1029/2005JE002469 .
  26. ^ Танака, КЛ; Скиннер, Дж.А.; Заяц, ТМ (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, округ Колумбия; Леови, CB; Вуд, ЮВ; Дэй, доктор медицины (2011). Лавовое море на северных равнинах Марса: новый взгляд на циркумполярные гесперианские океаны. 42-я конференция по наукам о Луне и планетах, тезисы № 2529. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2011/pdf/2529.pdf.
  29. ^ Массон, Польша (1991). «Марсианская стратиграфия — Краткий обзор и перспективы». Обзоры космической науки . 56 (1–2): 9–12. Бибкод :1991ССРв...56....9М. дои : 10.1007/BF00178385. S2CID  121719547.
  30. ^ Танака, КЛ (2001). Стратиграфия Марса: что мы знаем, чего не знаем и что нужно делать. 32-я конференция по наукам о Луне и планетах, тезисы № 1695. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2001/pdf/1695.pdf.
  31. ^ Карр, 2006, с. 41.
  32. ^ Карр, MH (1996). Вода на Марсе; Издательство Оксфордского университета: Оксфорд, Великобритания, 229 стр., ISBN 0-19-509938-9 . 
  33. ^ Карр, 2006, с. 15.
  34. ^ Карр, 2006, с. 23.
  35. ^ Фассетт, CI; Руководитель, JW (2011). «Последовательность и время развития условий на раннем Марсе». Икар . 211 (2): 1204–1214. Бибкод : 2011Icar..211.1204F. дои : 10.1016/j.icarus.2010.11.014.

Библиография и рекомендуемая литература