stringtranslate.com

Амазонский (Марс)

Амазонка — это геологическая система и период времени на планете Марс , характеризующийся низкой частотой столкновений метеоритов и астероидов , а также холодными, гипераридными условиями, во многом схожими с теми, которые существуют на Марсе сегодня. [1] [2] Переход от предыдущего гесперианского периода несколько плохо определен. Считается, что Амазония началась около 3 миллиардов лет назад, хотя планка погрешностей в эту дату чрезвычайно велика (~ 500 миллионов лет). [3] Этот период иногда подразделяют на ранний, средний и поздний амазонский период. Амазонка продолжается и по сей день.

В амазонский период преобладали образование ударных кратеров и эоловые процессы с продолжающимся изолированным вулканизмом , происходящим в ямках Тарсис и Цербер , включая признаки активности совсем недавно, десятки тысяч лет назад в последней [4] и в течение последних нескольких лет. миллионы лет на горе Олимп , подразумевая, что они все еще могут быть активными, но бездействующими в настоящем. [5]

Описание и происхождение названия

Амазонская система и период названы в честь Amazonis Planitia , которая имеет редкую плотность кратеров на обширной территории. Такая плотность типична для многих поверхностей амазонского возраста. Типовая зона Амазонской системы находится в четырехугольнике Амазонки (MC-8) около 15 ° с.ш., 158 ° з.д.  / 15 ° с.ш., 158 ° з.д.  / 15; -158 .

NoachianNoachianHesperianPost-HesperianAmazonian (Mars)
Марсианские периоды времени (миллионы лет назад)

Амазонская хронология и стратиграфия

Изображение HiRISE , иллюстрирующее суперпозицию — принцип, который позволяет геологам определять относительный возраст участков поверхности. Темный поток лавы перекрывает (более молодой) светлый, более густо кратерированный ландшафт (более старый поток лавы?) справа. Выброс кратера в центре перекрывает оба объекта, что указывает на то, что кратер является самым молодым объектом на изображении.

Поскольку это самый молодой из марсианских периодов, хронология амазонского периода сравнительно хорошо изучена с помощью традиционных геологических законов суперпозиции в сочетании с методом относительного датирования подсчета кратеров . Малочисленность кратеров, характерная для Амазонии, также означает, что в отличие от более древних периодов сохраняются мелкомасштабные (<100 м) особенности поверхности. [6] Это позволяет детально, процессно-ориентированное изучение 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 подавления закономерностей хаотическими эффектами и на основе этого реконструировать изменение солнечной инсоляции – количества солнечного тепла – достигающего Марса во времени. [7] Было показано, что климатические изменения происходят в виде циклов, не отличающихся по величине и продолжительности от земных циклов Миланковича .

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

Хорошая сохранность также позволила детально изучить другие геологические процессы на Амазонском Марсе, в частности, вулканические процессы , [21] [22] [23] хрупкую тектонику , [24] [25] и процессы образования кратеров . [26] [27] [28]

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. [30] Система связана сверху и снизу 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. [30] 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. [31] Соответственно, даты начала и окончания марсианских периодов неопределенны, особенно для границы Геспера и Амазонии, которая может быть ошибочной в 2 или 3 раза. [32] [33]

Изображений

Смотрите также

Примечания и ссылки

  1. ^ Танака, КЛ (1986). Стратиграфия Марса. Дж. Геофиз. Рез., Семнадцатая конференция по науке о Луне и планетах, часть 1, 91 (B13), E139–E158.
  2. ^ Карр, М.Х. (2006), Поверхность Марса. Кембриджская серия планетарных наук, 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. ^ Хорват, Дэвид Г.; и другие. (2021). «Свидетельства геологически недавнего взрывного вулканизма в Элизиум-Планитии, Марс». Икар . 365 : 114499. arXiv : 2011.05956v1 . Бибкод : 2021Icar..36514499H. дои : 10.1016/j.icarus.2021.114499. S2CID  226299879.
  5. ↑ Мартель, Линда М.В. (31 января 2005 г.). «Недавняя активность на Марсе: пламя и лед». Открытия планетарных исследований . Проверено 11 июля 2006 г.
  6. ^ Ирвин, Р.П., Танака, К.Л., и Роббинс, С.Дж., 2013, Распределение кратерных поверхностей раннего, среднего и позднего нойского периода на марсианском нагорье: последствия для событий и процессов обновления поверхности: Журнал геофизических исследований, т. 118, стр. 278–291, номер документа : 10.1002/jgre.20053.
  7. ^ Ласкар, Дж., Коррейя, А.К.М., Гастино, М., Жутель, Ф., Леврар, Б., и Робутель, П., 2004, Долгосрочная эволюция и хаотическая диффузия величин инсоляции Марса: Икар, v. 170, нет. 2, с. 343–364, номер документа : 10.1016/j.icarus.2004.04.005.
  8. ^ Диксон, Дж. Л., Хед, Дж. В., III, и Марчант, Д. Р., 2010, Накопление льда и оледенение километровой толщины в северных средних широтах Марса: свидетельства событий заполнения кратеров в позднем амазонском периоде в Флегре Монтес: Земля и Planetary Science Letters, т. 294, вып. 3–4, с. 332–342, номер документа : 10.1016/j.epsl.2009.08.031.
  9. ^ Хед, Дж.В., III, Мастард, Дж.Ф., Креславский, М.А., Милликен, Р.Э., и Марчант, Д.Р., 2003, Недавние ледниковые периоды на Марсе: Природа, т. 426, стр. 797–802.
  10. ^ Леви, Дж. С., Хед, Дж. В., III, и Марчант, Д. Р., 2009, Концентрическое заполнение кратера в Utopia Planitia: История и взаимодействие между ледниковым «мозговым ландшафтом» и перигляциальными мантийными процессами: Икар, т. 202, стр. 462–476, номер документа : 10.1016/j.icarus.2009.02.018.
  11. ^ Фассетт, К.И., Диксон, Дж.Л., Хед, Дж.В., III, Леви, Дж.С., и Марчант, Д.Р., 2010, Надледниковые и прогляциальные долины на Амазонском Марсе: Икар, т. 208, вып. 1, с. 86–100, номер документа : 10.1016/j.icarus.2010.02.021.
  12. ^ Салезе Ф., Г. Ди Ахилле, А. Неземанн, Г. Г. Ори и Э. Хаубер (2016), Гидрологический и осадочный анализ хорошо сохранившихся палеофлювиально-палеоозёрных систем в Моа-Валлес, Марс, J. Geophys. Рез. Планеты, 121, 194–232, номер документа : 10.1002/2015JE004891.
  13. ^ 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.
  14. ^ Берр, Д.М., Гриер, Дж.А. , МакИвен, А.С., и Кестхейи, Л.П., 2002, Повторяющиеся водные наводнения из ямок Цербера: свидетельства совсем недавно сохранившихся глубоких грунтовых вод на Марсе: Икар, т. 159, вып. 1, с. 53–73, номер документа : 10.1006/icar.2002.6921.
  15. ^ 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.
  16. ^ Киффер, Хью Х., Филип Р. Кристенсен и Тимоти Н. Титус. «Струи CO2 образуются в результате сублимации под полупрозрачным льдом в сезонной южной полярной ледяной шапке Марса». Природа 442.7104 (2006): 793–796.
  17. ^ Бальм, Мэтт и др. «Поперечные эоловые хребты (ТАР) на Марсе». Геоморфология 101.4 (2008): 703–720.
  18. ^ 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).
  19. ^ Прочтите, Питер Л. и Стивен Р. Льюис. Еще раз о марсианском климате: атмосфера и окружающая среда пустынной планеты. Спрингер Верлаг, 2004.
  20. ^ Якоски, Брюс М. и Роджер Дж. Филлипс. «История нестабильности и климата Марса». природа 412.6843 (2001): 237–244.
  21. ^ Мангольд, Н. и др. «Слой позднеамазонских изменений, связанный с местным вулканизмом на Марсе». Икар 207.1 (2010): 265–276.
  22. ^ Хартманн, Уильям К. и Дэниел К. Берман. «Лавовые потоки Elysium Planitia: хронология подсчета кратеров и геологические последствия». Журнал геофизических исследований: Планеты (1991–2012) 105.E6 (2000): 15011–15025.
  23. ^ Нойкум, Герхард и др. «Недавняя и эпизодическая вулканическая и ледниковая активность на Марсе, обнаруженная стереокамерой высокого разрешения». Природа 432.7020 (2004): 971–979.
  24. ^ Маркес, Альваро и др. «Новые доказательства вулканической, тектонической и климатической активности Марса». Икар 172.2 (2004): 573–581.
  25. ^ Мюллер, Карл и Мэтью Голомбек. «Структуры сжатия на Марсе». Анну. Преподобный Планета Земля. наук. 32 (2004): 435–464.
  26. ^ Роббинс, Стюарт Дж. и Брайан М. Хайнек. «Удаленные вторичные кратеры кратера Лио на Марсе и последствия для возраста поверхности планетарных тел». Письма о геофизических исследованиях 38.5 (2011).
  27. ^ Малин, Майкл С. и др. «Современная скорость образования кратеров и современная активность оврагов на Марсе». наука 314.5805 (2006): 1573–1577.
  28. ^ Попова, Ольга, Иван Немчинов и Уильям К. Хартманн. «Болиды в настоящей и прошлой марсианской атмосфере и их влияние на процессы образования кратеров». Метеоритика и планетология 38.6 (2003): 905–925.
  29. ^ Международная комиссия по стратиграфии . «Международная стратиграфическая карта» (PDF) . Проверено 25 сентября 2009 г.
  30. ^ аб Эйхер, DL; Макалестер, Алабама (1980). История Земли; Прентис-Холл: Энглвуд Клиффс, Нью-Джерси, стр. 143–146, ISBN 0-13-390047-9 . 
  31. ^ Массон, П.; Карр, Миннесота; Костард, Ф.; Грили, Р.; Хаубер, Э.; Яуманн, Р. (2001). Геоморфологические доказательства существования жидкой воды. Обзоры космической науки, 96, с. 352.
  32. ^ Ниммо, Ф.; Танака, К. (2005). Ранняя коровая эволюция Марса. Анну. Преподобный Планета Земля. наук, 33, 133–161.
  33. ^ Хартманн, ВК; Нойкум, Г. (2001). Кратерная хронология и эволюция Марса. В «Хронологии и эволюции Марса» Калленбах Р. и др. Ред., Обзоры космической науки, 96: 105–164.

Библиография и рекомендуемая литература