Изображение HiRISE, иллюстрирующее закон суперпозиции Стено . Темный поток лавы перекрывает (более молодой) светлый ландшафт справа. Выброс кратера в центре перекрывает оба подразделения, что указывает на то, что кратер моложе обоих.
Геологическая история Марса следует за физической эволюцией Марса , подтвержденной наблюдениями, косвенными и прямыми измерениями, а также различными методами вывода. Методы, восходящие к методам 17-го века, разработанным Николасом Стено , включая так называемый закон суперпозиции и стратиграфии , используемый для оценки геологической истории Земли и Луны, активно применяются к данным, доступным в результате нескольких марсианских наблюдений и измерений. Ресурсы. К ним относятся спускаемые аппараты, орбитальные платформы, средства наземных наблюдений и марсианские метеориты.
Наблюдения за поверхностями многих тел Солнечной системы открывают важные подсказки об их эволюции. Например, поток лавы, который распространяется и заполняет большой ударный кратер, скорее всего, моложе кратера. С другой стороны, небольшой кратер на вершине того же потока лавы, вероятно, будет моложе, чем лава и более крупный кратер, поскольку можно предположить, что он был продуктом более позднего, ненаблюдаемого геологического события. Этот принцип, названный законом суперпозиции , наряду с другими принципами стратиграфии , впервые сформулированными Николасом Стено в 17 веке, позволил геологам 19 века разделить историю Земли на знакомые эпохи палеозой , мезозой и кайнозой . Позднее та же методология была применена к Луне [1] , а затем к Марсу. [2]
Другой стратиграфический принцип, используемый на планетах, где ударные кратеры хорошо сохранились, — это плотность числа кратеров. Количество кратеров, превышающих заданный размер, на единицу площади поверхности (обычно миллион км 2 ) определяет относительный возраст этой поверхности. Поверхности с сильными кратерами — старые, а поверхности с редкими кратерами — молодые. На старых поверхностях имеется множество крупных кратеров, а на молодых – в основном небольшие кратеры или их нет вообще. Эти стратиграфические концепции составляют основу марсианской геологической шкалы времени.
Относительный возраст по стратиграфии
Стратиграфия устанавливает относительный возраст слоев горных пород и отложений, отмечая различия в составе (твердые тела, жидкости и захваченные газы). Часто делаются предположения о скорости отложения, что позволяет получить ряд потенциальных оценок возраста для любого набора наблюдаемых слоев отложений.
Абсолютный возраст
Основным методом калибровки возрастов по календарю нашей эры является радиометрическое датирование. Комбинации различных радиоактивных материалов могут повысить неопределенность оценки возраста на основе любого одного изотопа.
Используя стратиграфические принципы, возраст горных пород обычно можно определить только относительно друг друга . Например, знание того, что мезозойские пласты горных пород , составляющие Меловую систему, лежат поверх пород Юрской системы (и, следовательно, моложе их) , ничего не говорит о том, как давно существовал меловой или юрский периоды. Для определения абсолютного возраста в геологическом времени необходимы другие методы, такие как радиометрическое датирование . Обычно это известно только о горных породах на Земле. Абсолютный возраст также известен для избранных горных пород Луны на основе образцов, доставленных на Землю. Также есть предложение ввести момент неустойчивости жидкой воды. [3]
Присвоение абсолютного возраста горным породам на Марсе гораздо более проблематично. На протяжении многих лет предпринимались многочисленные попытки [4] [5] [6] определить абсолютную марсианскую хронологию (временную шкалу) путем сравнения предполагаемой скорости образования ударных кратеров на Марсе и на Луне. Если скорость образования ударных кратеров на Марсе по размеру кратеров на единицу площади в течение геологического времени (скорость производства или поток) известна с точностью, то плотность кратеров также дает возможность определить абсолютный возраст. [7] К сожалению, практические трудности при подсчете кратеров [8] и неопределенности в оценке потока все еще создают огромные неопределенности в возрасте, полученном с помощью этих методов. Марсианские метеориты предоставили образцы данных, которые соответствуют рассчитанному на данный момент возрасту [9] , но места на Марсе, откуда прибыли метеориты (происхождение), неизвестны, что ограничивает их ценность как хроностратиграфических инструментов. Поэтому абсолютный возраст, определяемый плотностью кратеров, следует воспринимать с некоторым скептицизмом. [10]
Исследования плотности ударных кратеров на поверхности Марса [11] [12] выявили четыре широких периода в геологической истории планеты . [13] Периоды были названы в честь мест на Марсе, которые имели крупномасштабные особенности поверхности, такие как большие кратеры или обширные потоки лавы, которые относятся к этим периодам времени. Приведенные здесь абсолютные возрасты являются лишь приблизительными. Периоды времени от старшего к младшему таковы:
Донойский период : интервал от аккреции и дифференциации планеты около 4,5 миллиардов лет назад ( Гья ) до образования ударного бассейна Эллады , между 4,1 и 3,8 Гья. [14] Большая часть геологических данных этого интервала была стерта последующей эрозией и высокими темпами воздействия.Считается, что в это время сформировалась дихотомия земной коры вместес бассейнами Аргир и Исидис .
Ноахийский период (названный в честь Ноахиса Терры ): формирование древнейших сохранившихся поверхностей Марса между 4,1 и примерно 3,7 млрд лет назад. Поверхности нойского возраста покрыты множеством крупных ударных кратеров. Считается, что выпуклость Тарсида образоваласьво время Ноаха вместе с обширной эрозией жидкой водой, образовавшей сети речных долин . Возможно, здесь присутствовали большие озера или океаны.
Гесперианский период (названный в честь Hesperia Planum ): от 3,7 до примерно 3,0 Гя. Он отмечен образованием обширных лавовых равнин.Вероятно, в этот период началосьформирование горы Олимп . [15] Катастрофические выбросы воды образовали обширные каналы оттока вокруг Планиции Хрис и в других местах. На северных низменностях могли образоваться эфемерные озера или моря.
Амазонский период (названный в честь Amazonis Planitia ): от 3,0 Гя до настоящего времени. В регионах Амазонки мало метеоритных кратеров, но в остальном они весьма разнообразны.потоки лавы, ледниковая/ перигляциальная деятельность и незначительные выбросы жидкой воды. [16]
Марсианские периоды времени (миллионы лет назад)
Дата границы Геспера и Амазонии особенно неопределенна и может варьироваться от 3,0 до 1,5 млрд лет назад. [17] По сути, Геспериан считается переходным периодом между окончанием тяжелых бомбардировок и холодным, сухим Марсом, наблюдаемым сегодня.
График изменения минералов
В 2006 году исследователи, используя данные видимого и инфракрасного минералогического картографического спектрометра 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 эры: Филлокианскую, Тейкскую и Сидриканскую. [18] [19]
Филлокиан (названный в честь филлосиликатов или глинистых минералов, характеризующих эту эпоху) длился от формирования планеты до раннего нойского периода (около 4,0 млрд лет назад) . OMEGA обнаружила обнажения филлосиликатов во многих местах на Марсе, все в породах, которые были исключительно доноахскими или нойскими по возрасту (особенно в обнажениях горных пород в Нили Фоссэ и Маурт Валлис ). Для формирования филлосиликатов требуется богатая водой щелочная среда. Филлоцианская эра коррелирует с возрастом формирования сети долин на Марсе, что предполагает ранний климат, который способствовал наличию обильных поверхностных вод. Считается, что отложения этой эпохи являются лучшими кандидатами для поиска доказательств прошлой жизни на планете.
Тейкский период (названный в честь сернистого по-гречески, в честь образовавшихся сульфатных минералов ) продолжался примерно до 3,5 млрд лет назад. Это была эпоха обширного вулканизма , который выбросил в атмосферу большое количество диоксида серы (SO 2 ). SO 2 в сочетании с водой создал среду, богатую серной кислотой, которая способствовала образованию гидратированных сульфатов (особенно кизерита и гипса ).
Сидерикан (названный в честь железа по-гречески, в честь образовавшихся оксидов железа) просуществовал с 3,5 млрд лет назад до настоящего времени. С упадком вулканизма и доступной воды наиболее заметным процессом поверхностного выветривания стало медленное окисление богатых железом пород атмосферными пероксидами с образованием красных оксидов железа , которые придают планете привычный цвет.
Рекомендации
^ Обзоры по этой теме см.:
Матч, Т. А. (1970). Геология Луны: стратиграфический взгляд . Принстон, Нью-Джерси: Издательство Принстонского университета.
Вильгельмс, DE (1987). Геологическая история Луны. Профессиональный документ USGS 1348.
^ Скотт, Д.Х.; Карр, Миннесота (1978). Геологическая карта Марса . Рестон, Вирджиния: Геологическая служба США . Набор «Разные расследования» Карта 1-1083.
^ Чеховский, Л. и др., 2023. Образование цепочек конусов в районе Chryse Planitia на Марсе 771 и термодинамические аспекты этого процесса. Икар, 772 doi.org/10.1016/j.icarus.2023.115473
^ Нойкум, Г.; Мудрый, Д.Ю. (1976). «Марс: стандартная кривая кратера и возможная новая шкала времени». Наука . 194 (4272): 1381–1387. Бибкод : 1976Sci...194.1381N. дои : 10.1126/science.194.4272.1381. ПМИД 17819264.
^ Хартманн, ВК; Нойкум, Г. (2001). «Хронология кратеров и эволюция Марса». В Калленбахе, Р.; и другие. (ред.). Хронология и эволюция Марса . Обзоры космической науки. Том. 12. С. 105–164. ISBN0792370511.
^ Хартманн, WK (2007). «Марсианский кратер 9: к разрешению спора о малых кратерах». Икар . 189 (1): 274–278. Бибкод : 2007Icar..189..274H. дои : 10.1016/j.icarus.2007.02.011.
^ Хартманн 2003, с. 35
^ Карр 2006, с. 40
^ Танака, КЛ (1986). «Стратиграфия Марса». Журнал геофизических исследований , Семнадцатая конференция по науке о Луне и планетах, часть 1, 91 (B13), E139–E158.
^ Каплинджер, Майк. «Определение возраста поверхностей на Марсе». Архивировано из оригинала 19 февраля 2007 года . Проверено 2 марта 2007 г.
^ Карр, МХ; Руководитель, JW (2010). «Геологическая история Марса» (PDF) . Письма о Земле и планетологии . 294 (3–4): 185–203. Бибкод : 2010E&PSL.294..185C. дои : 10.1016/j.epsl.2009.06.042.
^ Фуллер, Элизабет Р.; Хед, Джеймс В. (2002). «Amazonis Planitia: роль геологически недавнего вулканизма и осадконакопления в формировании самых гладких равнин на Марсе» (PDF) . Журнал геофизических исследований . 107 (E10): 5081. Бибкод : 2002JGRE..107.5081F. дои : 10.1029/2002JE001842 .
^ Салезе, Ф.; Ди Ахилле, Г.; Неземанн, А.; Ори, Г.Г.; Хаубер, Э. (2016). «Гидрологический и осадочный анализ хорошо сохранившихся палеофлювиально-палеоозёрных систем в Моа-Валлес, Марс». Журнал геофизических исследований: Планеты (121): 194–232. дои : 10.1002/2015JE004891 .
^ Хартманн 2003, с. 34
^ Уильямс, Крис. «Зонд выявил три возраста Марса» . Проверено 2 марта 2007 г.
^ Бибринг, Жан-Пьер; Ланжевен, Ю; Мастард, JF ; Пуле, Ф; Арвидсон, Р .; Гендрин, А; Гонде, Б; Мангольд, Н.; и другие. (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.
Цитаты
Карр, Майкл, Х. (2006). Поверхность Марса . Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-0-521-87201-0.{{cite book}}: CS1 maint: несколько имен: список авторов ( ссылка )
Хартманн, Уильям, К. (2003). Путеводитель по Марсу: загадочные пейзажи Красной планеты . Мью Йорк: Рабочий. ISBN 0-7611-2606-6.{{cite book}}: CS1 maint: несколько имен: список авторов ( ссылка )
