Noah period

Noahian-perioden  ( eng.  Noahian , på uppdrag av Noah (Noah); translitteration "Noahian" är felaktig) är en tidig period i Mars geologiska historia , kännetecknad av intensiva meteorit - asteroidbombarderingar och ett överflöd av ytvatten [1] . Den absoluta geologiska åldern för perioden är inte exakt fastställd, men den motsvarar förmodligen de pre- nektariska  - tidiga imbriska perioderna i Månens geologiska historia [2] , från 4.18-4.08 till 3.74-3.5 miljarder år sedan [3], i ett tidsintervall som kallas det sena tunga bombardementet [4] . Enorma kratrar på Månen och Mars bildades under denna period. Med tiden sammanfaller Noahperioden ungefär med de jordiska katarkeiska och tidiga arkeiska eonerna, där de första livsformerna troligen dök upp på jorden. [5]

Landskap som bildades under den noachiska perioden är de främsta målen för landare som är utformade för att söka efter fossiler av hypotetiskt liv på mars . [6] [7] Under den noachiska perioden var atmosfären på Mars tätare än den är nu. Klimatet var förmodligen tillräckligt varmt för att det skulle regna. [8] Det södra halvklotet var täckt av enorma floder och sjöar, [9] [10] och de låglänta slätterna på norra halvklotet kan ha varit havsbotten. [11] [12] De många vulkanutbrotten som inträffade i Tarsis- regionen skapade många vulkaniska formationer på ytan och släppte ut stora mängder gaser i atmosfären. [4] Vittring av ytbergarter har resulterat i bildandet av en mängd olika lermineraler ( fyllosilikater ) som bildas under kemiska förhållanden som bidrar till bildandet av mikrobiellt liv . [13] [14]

Kronologi och stratigrafi

Beskrivning och ursprung för namnet

Namnet på perioden är associerat med Noas land  - ett forntida högland som är bestrött med kratrar väster om Hellas slätten . Ytorna som går tillbaka till den noachiska perioden är mycket kuperade och vikta i stor skala (>100 meter), och liknar ytligt månkontinenter. I Noas land finns många gamla kratrar som överlappar varandra i flera lager. Tätheten av stora nedslagskratrar är mycket hög här, cirka 400 kratrar >8 km i diameter per miljon km2 . [15] Bildningar av Noah-perioden upptar ungefär 40 % av hela Mars-ytan; [16] de finns främst i de södra högländerna på planeten, men representeras också av stora områden i norr - såsom landet Tempe och landet Xanth . [17] [18]

Mars geologiska historia (miljontals år sedan)

Tidsgränser och epoker

I många delar av planeten är den övre delen av formationerna under den noachiska perioden täckt av slätter med ett mindre antal kratrar fyllda med fällor . De liknar månens hav . Dessa slätter dök upp under den hesperiska perioden . Den nedre stratigrafiska gränsen för Noachian har inte formellt definierats. Perioden föreslogs ursprungligen för att täcka alla geologiska formationer på Mars sedan jordskorpan bildades för 4500 miljoner år sedan. [19] [20] Emellertid visade Herbert Freys arbete vid NASA, med hjälp av data som erhållits av MOLA-höjdmätaren , att Mars södra högland döljer många förstörda nedslagsbassänger som är äldre än de synliga ytorna från Noachian-perioden, inklusive Hellas slätter .. Han föreslog att bestämma början av den noachiska perioden genom utseendet på Hellas-slätten. Om Frey har rätt, så är ett stort antal av berggrunden i Mars-höglandet prenoanska och över 4 100 miljoner år gamla. [21]

Det Noiian geologiska systemet är uppdelat i tre kronostratigrafiska divisioner : Nedre Noachian, Mellan Noachian och Upper Noachian. Indelningarna identifierades genom referenser (områden på planeten som har särdrag för en viss geologisk episod, till exempel med samma ålder av kratrar eller stratigrafisk position). Således är referenten för den övre Noachian-avdelningen ett platt territorium som ligger mellan kratrar öster om Argir-slätten . De äldre lagren som ligger bakom denna slätt har en mer ojämn terräng och är täckta med kratrar och tillhör Mellan Noachian. [2] [22] De geologiska epoker som motsvarar ovanstående stratigrafiska indelningar kallas för tidig Noachian, Middle Noachian och Sen Noishian epoken . Det bör noteras att en epok är en del av en geologisk period - de två termerna är inte synonyma i formell stratigrafi.

Noachiska epoker (miljoner år sedan) [23]

Den stratigrafiska terminologin som utvecklats för jorden användes för att beskriva Mars geologiska historia. Men nu blir det uppenbart att den har många brister. Den kommer att kompletteras eller helt skrivas om så snart nya, mer fullständiga data blir tillgängliga [24] (ett exempel på ett sådant alternativ är den mineralhistoriska skalan som ges nedan). Utan tvekan nödvändigt för en mer fullständig förståelse av Mars historia och kronologi är att erhålla radiometriska åldrar och prover av ytformationer. [25]

Mars under den noachiska perioden

Till skillnad från senare perioder kännetecknas Noachian av en hög frekvens av nedslagshändelser, höga nivåer av erosion, dalbildning, vulkanisk aktivitet och vittring av ytbergarter, med riklig produktion av fyllosilikater ( lermineraler ). Dessa processer påverkade utseendet av ett fuktigt och (åtminstone under vissa tidsperioder) varmt klimat på planeten. [fyra]

Impact cratering

Att döma av kratrarna på Månens yta, för 4 miljarder år sedan, var bildningen av nedslagskratrar på de fasta kropparna i det inre solsystemet 500 gånger mer intensiv än nu. [26] På Mars under Noachperioden uppstod kratrar med en diameter på cirka 100 km ungefär en gång var miljon år, [4] förekomstfrekvensen av mindre kratrar är exponentiellt högre. [27] Med en så hög nivå av nedslagsaktivitet borde förkastningar upp till flera kilometer djupa ha dykt upp i skorpan [28] , dessutom borde ett tjockt lager av vulkaniska utstötningar ha täckt planetens yta. Starka påverkan av himlakroppar måste ha haft en stark påverkan på klimatet, eftersom kollisioner med himlakroppar ledde till att stora mängder het aska släpptes ut, vilket värmde upp atmosfären och ytan till höga temperaturer. [29] Den höga frekvensen av nedslagshändelser spelade sannolikt en betydande roll i försvinnandet av den tidiga Mars-atmosfären genom nedslagserosion. [trettio]

Liksom på månen har frekventa nedslag av himlakroppar skapat zoner av bruten berggrund och breccia i den övre skorpan, kallade megaregoliter . [32] Den höga porositeten och permeabiliteten hos megaregolitberget ledde till djup penetrering av grundvatten . Värmen som skapades av himlakropparnas nedslag, i kombination med närvaron av underjordiskt vatten, ledde till skapandet av hydrotermiska system , som kunde användas av termofila mikroorganismer , om några fanns på Mars. Datormodellering av distributionen av värme och vätska i jordskorpan på forntida Mars har visat att livscykeln för geotermiska system kan vara från hundratusentals till miljoner år från det ögonblick då nedslaget inträffade. [33]

Erosion och dalnätverk

De flesta av kratrarna under Noah-perioden är svårt förstörda - deras kanter är eroderade och de själva är fyllda med sedimentära stenar. Detta tillstånd för Noachian-kratrarna, i jämförelse med de närliggande Hesperian-kratrarna, vars ålder bara är några miljoner år äldre, indikerar att erosionsnivån i Noachian var betydligt högre (med 1000–100000 gånger [34] ) än i efterföljande perioder. [4] Förekomsten av en delvis eroderad yta i södra höglandet tyder på att upp till 1 km av ytformationer eroderades under Noahperioden. Denna höga nivå av erosion (men många gånger mindre än på jorden) tyder på mycket varmare miljöförhållanden än nu. [35]

Nederbörd och ytdränering kan ha varit ansvariga för den höga nivån av erosion i Noachian . [8] [36] Många (men inte alla) av de noachiska områdena på Mars täcks av dalnät . [4] Dalnätverk är omfattande system av dalar som liknar vattenpölar . Och även om orsaken till deras utseende (regnerosion, grundvattenerosion eller snösmältning) fortfarande diskuteras, vid andra perioder av Mars geologiska historia, är sådana dalnätverk sällsynta, vilket indikerar de unika klimatförhållandena under den noachiska perioden.

I det södra höglandet har minst två faser av dalnätverk identifierats. Dalarna, som bildades under de tidiga och mellersta noachiska perioderna, visar ett frekvent, välutvecklat nätverk av bifloder. Liknande flodsystem bildas av regnvatten i jordens ökenområden.

Anteckningar

  1. ↑ Amos, Jonathan . Clays in Pacific Lavas Challenge Wet Early Mars Idea , BBC News  (10 september 2012). Arkiverad från originalet den 12 december 2017. Hämtad 30 april 2014.
  2. ↑ 1 2 Tanaka, KL (1986). Mars stratigrafi. J. Geophys. Res., Seventeenth Lunar and Planetary Science Conference Del 1, 91 (B13), E139-E158, doi : 10.1029/JB091iB13p0E139 . .
  3. ↑ Tanaka KL, Hartmann WK Kapitel 15 – Den planetariska tidsskalan // Den geologiska tidsskalan / FM Gradstein, JG Ogg, MD Schmitz, GM Ogg. — Elsevier Science Limited, 2012. — S. 275–298. — ISBN 978-0-444-59425-9 . - doi : 10.1016/B978-0-444-59425-9.00015-9 .
  4. ↑ 1 2 3 4 5 6 Carr, MH; Head, JW (2010). Mars geologiska historia Arkiverad 29 januari 2013 på Wayback Machine . jordens planet. sci. Lett., 294, 185-203, doi : 10.1016/j.espl.2009.06.042 .
  5. ↑ Abramov, O.; Mojzsis, SJ (2009). Mikrobiell beboelighet av Hadean jorden under det sena tunga bombardementet. Nature, 459, 419-422, doi : 10.1038/nature08015 .
  6. ↑ Grotzinger, J. (2009). Bortom vatten på Mars. Nature Geoscience, 2, 231-233, doi : 10.1038/ngeo480 .
  7. ↑ Grant, JA et al. (2010). Vetenskapsprocessen för att välja landningsplats för 2011 års Mars Science Laboratory. Planet. Space Sci., [under press], doi : 10.1016/j.pss.2010.06.016 . Arkiverad kopia (inte tillgänglig länk) . Hämtad 30 april 2014. Arkiverad från originalet 29 september 2011.   .
  8. ↑ 12 Craddock , R.A.; Howard, AD (2002). Fallet för regn på en varm, blöt tidig Mars. J. Geophys. Res., 107 (E11), 5111, doi : 10.1029/2001JE001505 .
  9. ↑ Malin, M.C.; Edgett, K.S. (2003). Bevis för ihållande flöde och vattenhaltig sedimentation på tidig Mars. Science, 302 (1931), doi : 10.1126/science.1090544 .
  10. ↑ Irwin, R.P. et al. (2002). En stor Paleolake Basin i spetsen för Ma'adim Vallis, Mars. Science, 296, 2209; doi : 10.1126/science.1071143 .
  11. ↑ Clifford, S.M.; Parker, TJ (2001). The Evolution of the Martian Hydrosphere: Implikationer för ödet för ett urhav och det nuvarande tillståndet för de norra slätterna. Ikaros, 154, 40-79.
  12. ↑ Di Achille, G.; Hynek, BM (2010). Forntida hav på Mars stöds av global distribution av delta och dalar. Nature Geoscience, 1-5, doi : 10.1038/NGEO891 .
  13. ↑ Bibring, J.-P. et al. (2006). Global mineralogisk och vattenhaltig Mars-historia härledd från OMEGA/Mars Express-data. Science, 312 (400), doi : 10.1126/science.1122659 .
  14. ↑ Bishop, JL et al. (2008). Mångfald av fyllosilikat och tidigare vattenaktivitet avslöjat i Mawrth Vallis, Mars. Science, 321 (830), doi : 10.1126/science.1159699 .
  15. ↑ Ström, R.G.; Croft, S.K.; Barlow, NG (1992) The Martian Impact Cratering Record in Mars, HH Kieffer et al., Eds.; University of Arizona Press: Tucson, AZ, s. 383-423.
  16. ↑ Barlow, N.G. (2010). Vad vi vet om Mars från dess nedslagskratrar. geol. soc. Am. Bull., 122 (5/6), 644-657.
  17. ↑ Scott, D.H.; Tanaka, KL (1986). Geologisk karta över den västra ekvatorialregionen på Mars. US Geological Survey Diverse undersökningar Series Map I-1802-A.
  18. ↑ Greeley, R.; Guest, JE (1987). Geologisk karta över den östra ekvatorialregionen på Mars. US Geological Survey Diverse undersökningar Series Map I-1802-B.
  19. ↑ Scott, D.H.; Carr, MH (1978). Geologisk karta över Mars. US Geological Survey Diverse undersökningar Series Map I-1083.
  20. ^ McCord, T.M. et al. (1980). Definition och karakterisering av Mars globala ytenheter: Preliminära enhetskartor. 11:e Lunar and Planetary Science Conference: Houston: TX, abstract #1249, s. 697-699. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc1980/pdf/1249.pdf Arkiverad 2 mars 2022 på Wayback Machine .
  21. ↑ Frey, HV (2003). Nedgrävda slagbassänger och Mars tidigaste historia. Sjätte internationella konferensen om Mars, abstrakt #3104. http://www.lpi.usra.edu/meetings/sixthmars2003/pdf/3104.pdf Arkiverad 3 mars 2016 på Wayback Machine .
  22. ↑ Masson, P. (1991). The Martian Stratigraphy—Short Review and Perspectives. rymdvetenskap. Recensioner., 56, 9-12.
  23. ↑ Nimmo, F.; Tanaka, K. (2005). Mars tidiga jordskorputveckling. Annu. Varv. jordens planet. Sci., 33, 133-161.
  24. ↑ Tanaka, KL (2001). Mars stratigrafi: vad vi vet, inte vet och behöver göra. 32:a Lunar and Planetary Science Conference, Abstract #1695. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2001/pdf/1695.pdf Arkiverad 2 mars 2022 på Wayback Machine .
  25. ↑ Carr, 2006, sid. 41.
  26. ↑ Carr, 2006, sid. 23.
  27. ↑ Storleksfördelningen av jordkorsande asteroider som är större än 100 m i diameter följer en omvänd kraftlagskurva av formen N = kD −2,5 , där N är antalet asteroider större än diametern D. (Carr, 2006, sid. 24.). Asteroider med mindre diametrar finns i mycket större antal än asteroider med stora diametrar.
  28. ↑ Davis, PA; Golombek, MP (1990). Diskontinuiteter i den grunda Marsskorpan vid Lunae, Syrien och Sinai Plana. J. Geophys. Res., 95 (B9), 14,231-14,248.
  29. ↑ Segura, TL et al. (2002). Miljöeffekter av stora effekter på Mars. Science, 298, 1977; doi : 10.1126/science.1073586 .
  30. ↑ Melosh, HJ; Vickery, A.M. (1989). Impact Erosion of the Primordial Martian Atmosphere. Nature, 338, 487-489.
  31. ↑ Carr, 2006, sid. 138 Fig. 6.23.
  32. ↑ Squyres, SW; Clifford, S.M.; Kuzmin, R.O.; Zimbelman, JR; Costard, F.M. (1992). Ice in the Martian Regolith in Mars, HH Kieffer et al., Eds.; University of Arizona Press: Tucson, AZ, s. 523-554.
  33. ↑ Abramov, O.; Kring, D. A. (2005). Stötinducerad hydrotermisk aktivitet på tidig Mars. J. Geophys. Res., 110, E12S09, doi : 10.1029/2005JE002453 .
  34. ↑ Golombek, MP; Bridges, N.T. (2000). Klimatförändringar på Mars härledda från erosionshastigheter vid Mars Pathfinder-landningsplatsen. Femte internationella konferensen om Mars, 6057.
  35. ↑ Andrews-Hanna, JC, och KW Lewis (2011). Tidig Mars-hydrologi: 2. Hydrologisk evolution i Noachian och Hesperian epoker, J. Geophys. Res., 116, E02007, doi : 10.1029/2010JE003709 .
  36. ↑ Craddock, R.A.; Maxwell, T.A. (1993). Geomorf evolution av Martian Highlands genom forntida fluviala processer. J. Geophys. Res., 98 (E2), 3453-3468.

Litteratur