Mars geologiske tidslinje

Den grundlæggende opgave for planetarisk videnskab er at bestemme, hvordan planetens overflade har ændret sig over tid. Dette giver information om de processer, der både finder sted inde i den (jordskælv, vulkanudbrud) og om dem, der virker udefra (for eksempel fald af asteroider ). For at gøre dette skal du bestemme alderen på hvert overfladeareal. På Jorden er dette let at gøre, idet man har adgang til klippelag placeret over hinanden: det er indlysende, at hvert dybere lag er ældre end det foregående; for eksempel i Grand Canyon kan deres sekvens endda observeres direkte. Processen med at bestemme alderen af ​​overfladelag ved forholdet mellem dem kaldes stratigrafi .. Derudover kan en stens alder på Jorden også bestemmes direkte ved radiometrisk datering . Men for Mars er det kun muligt at studere dens overflade fra materialer opnået af rumfartøjer .

Datering baseret på fordelingen af ​​kratere

Da det mest bemærkelsesværdige træk ved billeder af Mars overflade er det store antal kratere , er det mest oplagte datering baseret på fordelingen af ​​kratere: man kan starte med den generelle antagelse, at jo flere kratere, jo ældre er klippen.

Ifølge den teori , der er accepteret i dag , blev planeterne dannet ved tilvækst af mindre kroppe, der kolliderede med dem og bidrog til deres masse. Da der oprindeligt var færre store kroppe, kolliderede de kun med planeten i den indledende fase, så var der kun små tilbage, og til sidst ophørte kollisionerne praktisk talt helt. Så groft sagt, jo større krateret er, jo ældre er det. Følgelig kan 3 hovedstadier af kraterdannelse skelnes [1] :

1. Der dannes store og små kratere.

2. Der dannes kun små kratere.

3. Generelt dannes der næsten ingen kratere.

Hvis der ikke var nogen processer, der ændrede Mars' overflade, ville det hele være jævnt dækket af store og små kratere. Men det kan ses, at det ikke er tilfældet: der er flere områder med et stort antal store (mere end 300 km i diameter) kratere, det meste af den sydlige halvkugle er kun dækket af små kratere, og der er næsten ingen kratere. på den resterende overflade af den nordlige halvkugle. Baseret på dette er det sædvanligt at skelne mellem 3 perioder, hvor disse dele af Mars overflade blev dannet [2] [3] :

Noah

Udtrykket kommer fra navnet på Noas land . Dateringen er baseret på dannelsen af ​​Hellas-bassinet , Tharsis-højlandet og Mariner-dalene for 3,8-4,1 milliarder år siden [4] .

Lidt er kendt om, hvad der skete i den donoiske periode . Det er kun blevet fastslået, at det var karakteriseret ved den mulige tilstedeværelse af et magnetfelt og talrige kollisioner med kosmiske legemer, hvoraf den ene sandsynligvis førte til den såkaldte. global dikotomi af Mars.

I den noachiske periode var der en intensiv dannelse af både store og små kratere, dannelse af dale og erosion . Dens hastighed, selv om den var hurtigere end i efterfølgende tider, var stadig meget lavere end selv de langsomste processer af denne art på Jorden. Klimatiske forhold (i det mindste lejlighedsvis) begunstigede eksistensen af ​​floder og andre vandområder , såvel som forvitring , hvilket førte til dannelsen af ​​phyllosilicater . Sulfater blev aflejret [5] . Da det er umuligt at forestille sig en proces, hvorved kun store kratere ville blive slettet fra overfladen, er det indlysende, at slutningen af ​​denne periode er det øjeblik, hvor alle kratere blev slettet og overfladen blev jævnet [1] .

Hesperian

Opkaldt efter Hesperian Plateau , varede for 3,7-3 milliarder år siden [4] . Ved overgangen til de noachiske og hesperiske perioder faldt intensiteten af ​​daldannelse, forvitring, erosion og kollisioner med kosmiske legemer kraftigt - kun små faldt og efterlod små kratere [1] . Imidlertid fortsatte vulkanske processer ganske aktivt i den hesperiske periode , og ændrede mindst 30% af planetens overflade. Drivhusgasemissioner forårsagede kortvarig opvarmning efterfulgt af global afkøling [ 8] . Canyoner dannet . Alvorlige oversvømmelser forekom periodisk og dannede udstrømningskanaler . Andre vandprocesser stoppede praktisk talt (hvilket førte til en stigning i kryosfærens volumen ), men ikke fuldstændigt, som det fremgår af individuelle aflejringer af sulfater, deres tilstedeværelse i jorden, såvel som tilstedeværelsen af ​​dalnetværk, der dannedes allerede dengang tid [5] .

Amazonas

Opkaldt efter Amazonassletten . Det begyndte med sletningen af ​​alle kratere, tilsyneladende som følge af vulkanske processer, da de ikke fandt sted overalt, som det ville være tilfældet med erosion, men kun i den del af den nordlige halvkugle, og netop den, hvor store vulkaner er beliggende - regionerne Tharsis og Elysium [1] . Deres intensitet faldt mærkbart (ca. 10 gange), og i resten af ​​territoriet stoppede de helt. Flydende vand forsvandt gradvist fra overfladen af ​​Mars [4] , så oversvømmelser stoppede også, selvom små episodiske hændelser fandt sted indtil for nylig (på geologisk skala). Processerne med erosion og forvitring er praktisk talt døde ud. Udviklingen af ​​kløfter fandt kun sted på grund af jordskred . Periodens vigtigste kendetegn var dannelsen af ​​reliefelementer forbundet med isens udseende, akkumulering og bevægelse: polarkapper, glaciale aflejringer på vulkaner, overfladelag med en stor mængde is på høje breddegrader og forskellige former i bælter på breddegrader på 30–55 °, såsom fligede alluviale marginer , båndede dalaflejringer og koncentriske krateraflejringer . De fleste af kløfterne på stejle skråninger blev også dannet i denne periode, i dens ret sene æra. Samtidig var intensiteten af ​​disse formers udseende højst sandsynligt påvirket af afhængigheden af ​​stabiliteten af ​​tilstedeværelsen af ​​vand i istilstanden af ​​ændringen i hældningen af ​​Mars rotationsakse [5] . I Amazonas-perioden, som fortsætter til i dag, dannes der praktisk talt ikke kratere [1] .

Specifikke tidsgrænser for perioder kan bestemmes ud fra den antagelse, at intensiteten af ​​krater på Mars var den samme som på Månen , og for det kan mere nøjagtige stendateringsmetoder anvendes [9] . Denne antagelse medfører dog naturligvis stor usikkerhed, og de angivne datoer skal kun betragtes som omtrentlige. Nogle videnskabsmænd flytter grænsen mellem Hesperian og Amazonas perioder til 2,5-2 milliarder år siden [4] [10] .

Mars geologiske historie (millioner af år siden) [4] [5]

Mineralogisk datering

Se også

Noter

  1. ↑ 1 2 3 4 5 Caplinger, Mike Bestemmelse af alderen på overflader på Mars . Dato for adgang: 29. juni 2017. Arkiveret fra originalen 19. februar 2007.
  2. ↑ Scott, D. og M. Carr. Geologisk kort over Mars  : [ eng. ] . - Reston, Virginia, 1978. - P. I-1083. - (US Geological Survey Miscellaneous Investigations Series).
  3. ↑ Tanaka, KL The Stratigraphy of Mars  : [ eng. ] // PROCEEDING OF THE Seventeenth Lunar and Planetary Science Conference, del 1, JOURNAL OF GEOFYSICAL RESEARCH. - 1986. - Bd. 91, nr. B13 (30. november). - P.E139-E158.
  4. ↑ 1 2 3 4 5 M. Nikitin. Livets oprindelse. Fra tåge til celle. - Moskva: Alpina Publisher, 2016. - 542 s. — (Primus).
  5. ↑ 1 2 3 4 Michael H. Carr, James W. Head. Mars geologiske historie  : [ eng. ] // Earth and Planetary Science Letters. - 2010. - T. 294, no. 3-4 (1. juni). - S. 185-203. - doi : 10.1016/j.epsl.2009.06.042 .
  6. ↑ JMARS  . _ Java-missionsplanlægning og -analyse til fjernmåling . Arizona State University. Hentet 4. juli 2017. Arkiveret fra originalen 22. januar 2019.
  7. ↑ Tanaka, Kenneth L.; Scott, David H.; Greeley, Ronald. Global stratigrafi // Mars (A93-27852 09-91). - 1992. - S. 345-382. - Ris. 1a, s. 352. - .
  8. ↑ Head, JW; Wilson, L. Abstrakt #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. Lunar and Planetary Science Conference (2011). – 2011.
  9. ↑ William K. Hartmann. Martian Cratering, 4, Mariner 9 indledende analyse af krateringskronologi  : [ eng. ] // Journal of Geophysical Research. - 1973. - T. 78, no. 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 Holland, 2001. - Vol. 12, I. Kronologi af Mars og det indre solsystem. - S. 165-194. - (Rumvidenskabsserien af ​​ISSI). - ISBN Print: 978-90-481-5725-9, Online: 978-94-017-1035-0.

Litteratur

Links