Mars geologiska tidslinje

Planetvetenskapens grundläggande uppgift är att avgöra hur planetens yta har förändrats över tiden. Detta ger information om processerna, både som sker inuti den (jordbävningar, vulkanutbrott) och om de som verkar utifrån (till exempel asteroidernas fall ). För att göra detta måste du bestämma åldern på varje yta. På jorden är detta lätt att göra, med tillgång till berglager som ligger ovanför varandra: det är uppenbart att varje djupare lager är äldre än det föregående; till exempel i Grand Canyon kan deras sekvens till och med observeras direkt. Processen att bestämma åldern på ytskikt genom förhållandet mellan dem kallas stratigrafi . Dessutom, på jorden, kan en stens ålder också bestämmas direkt genom radiometrisk datering . Men för Mars är det möjligt att studera dess yta endast från material som erhållits av rymdfarkoster .

Datering baserat på fördelningen av kratrar

Eftersom det mest anmärkningsvärda med bilder av Mars yta är det stora antalet kratrar , är det mest uppenbara datering baserat på spridningen av kratrar: man kan börja med det allmänna antagandet att ju fler kratrar, desto äldre är stenen.

Enligt den teori som accepteras idag , bildades planeterna genom att mindre kroppar ansamlades som kolliderade med dem och bidrog till deras massa. Eftersom det till en början fanns färre stora kroppar, kolliderade de med planeten först i det inledande skedet, sedan återstod bara små, och slutligen upphörde kollisionerna praktiskt taget helt och hållet. Så, grovt sett, ju större kratern är, desto äldre är den. Följaktligen kan 3 huvudstadier av kraterbildning särskiljas [1] :

1. Stora och små kratrar bildas.

2. Endast små kratrar bildas.

3. I allmänhet bildas nästan inga kratrar.

Om det inte fanns några processer som förändrar Mars yta, skulle allt vara jämnt täckt med stora och små kratrar. Men det kan ses att så inte är fallet: det finns flera områden med ett stort antal stora (mer än 300 km i diameter) kratrar, större delen av södra halvklotet är endast täckt med små kratrar, och det finns nästan inga kratrar på den återstående ytan av norra halvklotet. Baserat på detta är det vanligt att urskilja 3 perioder då dessa delar av Mars yta bildades [2] [3] :

Noah

Termen kommer från namnet på Noas land . Dateringen är baserad på bildandet av Hellas-bassängen , Tharsis-höglandet och Mariner-dalarna för 3,8-4,1 miljarder år sedan [4] .

Lite är känt om vad som hände under den donoiska perioden . Det har bara fastställts att det kännetecknades av den möjliga närvaron av ett magnetfält och många kollisioner med kosmiska kroppar, varav en troligen ledde till den så kallade. global dikotomi av Mars.

Under den noachiska perioden skedde en intensiv bildning av både stora och små kratrar, bildning av dalar och erosion . Dess hastighet, även om den var snabbare än i efterföljande tider, var fortfarande mycket lägre än till och med de långsammaste processerna av detta slag på jorden. Klimatförhållanden (åtminstone ibland) gynnade existensen av floder och andra vattenförekomster , såväl som vittring , vilket leder till bildandet av phyllosilicates . Sulfater avsattes [5] . Eftersom det är omöjligt att föreställa sig en process genom vilken endast stora kratrar skulle raderas från ytan, är det uppenbart att slutet av denna period är det ögonblick då alla kratrar raderades och ytan jämnades ut [1] .

Hesperian

Uppkallad efter Hesperian Plateau , varade för 3,7-3 miljarder år sedan [4] . Vid vändningen av de noachiska och hesperiska perioderna sjönk intensiteten av dalbildning, vittring, erosion och kollisioner med kosmiska kroppar kraftigt - bara små föll och lämnade små kratrar [1] . Vulkaniska processer fortsatte dock ganska aktivt under den hesperiska perioden och förändrade åtminstone 30% av planetens yta. Utsläpp av växthusgaser orsakade kortsiktig uppvärmning följt av global kylning [8] . Kanjoner bildades . Allvarliga översvämningar inträffade periodvis och bildade utflödeskanaler . Andra vattenprocesser stoppade praktiskt taget (vilket ledde till en ökning av kryosfärens volym ), men inte helt, vilket framgår av individuella avlagringar av sulfater, deras närvaro i jorden, såväl som närvaron av dalnätverk som bildades redan då tid [5] .

Amazonas

Uppkallad efter Amazonaslätten . Det började med att alla kratrar raderades, uppenbarligen som ett resultat av vulkaniska processer, eftersom de inte förekom överallt, vilket skulle vara fallet med erosion, utan bara i den del av norra halvklotet, och just den där stora vulkaner finns belägen - regionerna Tharsis och Elysium [1] . Deras intensitet minskade märkbart (cirka 10 gånger) och i resten av territoriet slutade de helt. Flytande vatten försvann gradvis från ytan av Mars [4] , så översvämningar upphörde också, även om små episodiska händelser inträffade fram till nyligen (i geologisk skala) tid. Processerna med erosion och vittring har praktiskt taget dött ut. Utvecklingen av kanjoner skedde endast på grund av jordskred . Periodens främsta utmärkande särdrag var bildandet av reliefelement förknippade med isens utseende, ackumulering och rörelse: polarlock, glacialavlagringar på vulkaner, ytskikt med en stor mängd is på höga breddgrader och olika former i bälten på breddgrader av 30–55 °, såsom flikiga alluvialkanter , bandade dalavlagringar och koncentriska krateravlagringar . De flesta av ravinerna i branta sluttningar bildades också under denna period, i dess ganska sena era. Samtidigt påverkades intensiteten av utseendet av dessa former med största sannolikhet av beroendet av stabiliteten i närvaron av vatten i tillståndet av is på förändringen i lutningen av Mars rotationsaxel [5] . Under Amazonasperioden, som fortsätter till våra dagar, bildas kratrar praktiskt taget inte [1] .

Specifika tidsgränser för perioder kan bestämmas baserat på antagandet att kratringens intensitet på Mars var densamma som på månen , och för det kan mer exakta stendateringsmetoder tillämpas [9] . Detta antagande innebär dock givetvis stor osäkerhet och de angivna datumen bör endast betraktas som ungefärliga. Vissa forskare flyttar gränsen mellan Hesperian och Amazonas perioder till 2,5-2 miljarder år sedan [4] [10] .

Mars geologiska historia (miljontals år sedan) [4] [5]

Mineralogisk datering

Se även

Anteckningar

  1. ↑ 1 2 3 4 5 Caplinger, Mike Bestämning av åldern på ytor på Mars . Datum för åtkomst: 29 juni 2017. Arkiverad från originalet 19 februari 2007.
  2. ↑ Scott, D. och M. Carr. Geologisk karta över Mars  : [ eng. ] . - Reston, Virginia, 1978. - P. I-1083. - (US Geological Survey Miscellaneous Investigations Series).
  3. ↑ Tanaka, KL The Stratigraphy of Mars  : [ eng. ] // PROCEEDINGS OF THE Seventeenth Lunar and Planetary Science Conference Del 1, JOURNAL OF GEOPYSICAL RESEARCH. - 1986. - Vol. 91, nr B13 (30 november). - P.E139-E158.
  4. ↑ 1 2 3 4 5 M. Nikitin. Livets ursprung. Från nebulosa till cell. - Moskva: Alpina Publisher, 2016. - 542 s. — (Primus).
  5. ↑ 1 2 3 4 Michael H. Carr, James W. Head. Mars geologiska historia  : [ eng. ] // Earth and Planetary Science Letters. - 2010. - T. 294, nr. 3-4 (1 juni). - S. 185-203. - doi : 10.1016/j.epsl.2009.06.042 .
  6. ↑ JMARS  . _ Java uppdragsplanering och analys för fjärranalys . Arizona State University. Hämtad 4 juli 2017. Arkiverad från originalet 22 januari 2019.
  7. ↑ Tanaka, Kenneth L.; Scott, David H.; Greeley, Ronald. Global stratigrafi // Mars (A93-27852 09-91). - 1992. - S. 345-382. - Ris. la, sid. 352. - .
  8. ↑ Head, JW; Wilson, L. Sammanfattning #1214. — I: The Noachian-Hesperian Transition on Mars: Geological Evidence for a Punctuated Phase of Global Volcanism as a Key Driver in Climate and Atmospheric Evolution  : [ eng. ] // 42:a Lunar and Planetary Science Conference (2011). — 2011.
  9. ↑ William K. Hartmann. Martian Cratering, 4, Mariner 9 initial analys av krateringskronologi  : [ eng. ] // Journal of Geophysical Research. - 1973. - T. 78, nr. 20 (10 juli). - S. 4096-4116. - doi : 10.1029/JB078i020p04096 .
  10. ↑ William K. Hartmann, Gerhard Neukum. Cratering Chronology and the Evolution of Mars: Proceedings of an ISSI Workshop, 10–14 april 2000, Bern, Schweiz: [ eng. ]  / Reinald Kallenbach, Johannes Geiss, William K. Hartmann. - Springer Nederländerna, 2001. - Vol. 12, I. Kronologi för Mars och det inre solsystemet. - S. 165-194. - (Space Sciences Series of ISSI). - ISBN Print: 978-90-481-5725-9, Online: 978-94-017-1035-0.

Litteratur

Länkar