Noah periode

Noah-perioden  ( eng.  Noahian , på vegne af Noah (Noah); translitteration " Noahian " er forkert) er en tidlig periode i Mars ' geologiske historie , karakteriseret ved intenst meteorit - asteroidbombardement og en overflod af overfladevand [1] . Periodens absolutte geologiske alder er ikke præcist bestemt, men den svarer sandsynligvis til de præ- nektariske  - tidlige imbriske perioder i Månens geologiske historie [2] , fra 4.18-4.08 til 3.74-3.5 milliarder år siden [3] , i intervallet, kaldet det sene tunge bombardement [4] . Store kratere på Månen og Mars blev dannet i denne periode. Med tiden falder Noah-perioden omtrent sammen med de jordiske katharkiske og tidlige arkæiske eoner , hvor de første livsformer sandsynligvis dukkede op på Jorden. [5]

Landskaber dannet under Noachian-perioden er hovedmålene for landere designet til at søge efter fossiler af hypotetisk Mars-liv . [6] [7] I den noachiske periode var Mars atmosfære tættere, end den er nu. Klimaet var sandsynligvis varmt nok til, at regnen faldt. [8] Den sydlige halvkugle var dækket af enorme floder og søer, [9] [10] og de lavtliggende sletter på den nordlige halvkugle kan have været havbunden. [11] [12] De mange vulkanudbrud , der fandt sted i Tarsis -regionen , skabte mange vulkanske formationer på overfladen og frigav store mængder gasser til atmosfæren. [4] Forvitringen af ​​overfladebjergarter har resulteret i dannelsen af ​​en række lermineraler ( phyllosilicater ), der dannes under kemiske forhold, der fremmer dannelsen af ​​mikrobielt liv . [13] [14]

Kronologi og stratigrafi

Beskrivelse og oprindelse af navnet

Periodens navn er forbundet med Noahs land  - et gammelt højland oversået med kratere vest for Hellas-sletten . Overfladerne, der går tilbage til Noachian-perioden, er meget bakkede og foldede i stor skala (>100 meter), og ligner overfladisk månekontinenter. I Noas land er der mange gamle kratere, der overlapper hinanden i flere lag. Tætheden af ​​store nedslagskratere er meget høj her, omkring 400 kratere >8 km i diameter pr. million km2 . [15] Formationer fra Noah-perioden optager cirka 40% af hele Mars overflade; [16] de findes hovedsageligt i planetens sydlige højland, men er også repræsenteret af store områder i nord - såsom landet Tempe og landet Xanth . [17] [18]

Mars geologiske historie (millioner af år siden)

Tidsgrænser og epoker

I mange dele af planeten er den øvre del af formationerne fra den noachiske periode dækket af sletter med et mindre antal kratere fyldt med fælder . De ligner månehave . Disse sletter dukkede op i den hesperiske periode . Den nedre stratigrafiske grænse for Noachian er ikke blevet formelt defineret. Perioden blev oprindeligt foreslået til at dække alle geologiske formationer på Mars siden dannelsen af ​​skorpen for 4500 millioner år siden. [19] [20] Arbejdet fra Herbert Frey ved NASA viste imidlertid ved hjælp af data indhentet af MOLA-højdemåleren , at det sydlige højland på Mars gemmer på mange ødelagte nedslagsbassiner, der er ældre end de synlige overflader fra Noachian-perioden, inklusive Hellas sletter .. Han foreslog at bestemme begyndelsen af ​​den noachiske periode ved udseendet af Hellas-sletten. Hvis Frey har ret, så er et stort antal af grundfjeldene i Mars højland prænoanske og over 4.100 millioner år gamle. [21]

Det noianske geologiske system er opdelt i tre kronostratigrafiske inddelinger : Nedre Noachian, Mellem Noachian og Øvre Noachian. Inddelingerne blev identificeret ved referencer (områder på planeten, der har karakteristiske træk ved en bestemt geologisk episode, for eksempel med samme alder af kratere eller stratigrafisk position). Således er referencen for det øvre Noachiske departement et fladt territorium, der ligger mellem kratere øst for Argir-sletten . De ældre lag, der ligger under denne slette, har et mere ujævnt terræn og er dækket af kratere og tilhører Mellem-Noachian. [2] [22] De geologiske epoker, der svarer til ovenstående stratigrafiske inddelinger, kaldes henholdsvis den tidlige noachiske, mellemnoachiske og sennoiske epoke . Det skal bemærkes, at en epoke er en del af en geologisk periode - de to udtryk er ikke synonyme i formel stratigrafi.

Noachiske epoker (millioner af år siden) [23]

Den stratigrafiske terminologi udviklet til Jorden blev brugt til at beskrive Mars geologiske historie. Men nu bliver det tydeligt, at den har mange mangler. Det vil blive suppleret eller fuldstændigt omskrevet, så snart nye, mere fuldstændige data bliver tilgængelige [24] (et eksempel på et sådant alternativ er den mineralhistoriske skala, der er angivet nedenfor). Uden tvivl nødvendigt for en mere fuldstændig forståelse af Mars historie og kronologi er opnåelsen af ​​radiometriske aldre og prøver af overfladeformationer. [25]

Mars i den noachiske periode

I modsætning til senere perioder er Noachian karakteriseret ved en høj frekvens af påvirkningshændelser, høje niveauer af erosion, daldannelse, vulkansk aktivitet og forvitring af overfladebjergarter med rigelig produktion af phyllosilicater ( lermineraler ). Disse processer påvirkede udseendet af et fugtigt og (i det mindste i visse perioder) varmt klima på planeten. [fire]

Impact cratering

At dømme efter kraterne på Månens overflade for 4 milliarder år siden var dannelsen af ​​nedslagskratere på de faste legemer i det indre solsystem 500 gange mere intens end nu. [26] På Mars i den noachiske periode opstod kratere med en diameter på omkring 100 km cirka en gang hver million år, [4] hyppigheden af ​​forekomst af mindre kratere er eksponentielt højere. [27] Med et så højt niveau af nedslagsaktivitet burde der være opstået forkastninger på op til flere kilometers dybde i skorpen [28] , derudover skulle et tykt lag af vulkansk ejecta have dækket planetens overflade. Stærke påvirkninger af himmellegemer må have haft en stærk indvirkning på klimaet, eftersom kollisioner med himmellegemer førte til frigivelse af store mængder varm aske, som opvarmede atmosfæren og overfladen til høje temperaturer. [29] Den høje frekvens af nedslagsbegivenheder spillede sandsynligvis en væsentlig rolle i forsvinden af ​​den tidlige Mars-atmosfære gennem nedslagserosion. [tredive]

Som på Månen har hyppige påvirkninger af himmellegemer skabt zoner med opbrudt grundfjeld og breccier i den øvre skorpe, kaldet megaregoliths . [32] Den høje porøsitet og permeabilitet af megaregolith-bjergarten førte til dyb indtrængning af grundvandet . Varmen skabt af påvirkningerne af himmellegemer, kombineret med tilstedeværelsen af ​​underjordisk vand, førte til skabelsen af ​​hydrotermiske systemer , som kunne bruges af termofile mikroorganismer , hvis nogen fandtes på Mars. Computermodellering af fordelingen af ​​varme og væske i jordskorpen på det gamle Mars har vist, at livscyklussen for geotermiske systemer kan vare fra hundredtusindvis til millioner af år fra tidspunktet for sammenstødet. [33]

Erosion og dalnetværk

De fleste af kraterne i Noah-perioden er hårdt ødelagt - deres kanter er eroderet, og de selv er fyldt med sedimentære klipper. Denne tilstand af Noachian-kraterne, sammenlignet med de nærliggende Hesperian-kratere, hvis alder kun er et par millioner år ældre, indikerer, at niveauet af erosion i Noachian var betydeligt højere (1000-100000 gange [34] ) end i de efterfølgende perioder. [4] Tilstedeværelsen af ​​en delvist eroderet overflade i det sydlige højland indikerer, at op til 1 km overfladeformationer blev eroderet i Noah-perioden. Dette høje niveau af erosion (dog mange gange mindre end på Jorden) tyder på meget varmere miljøforhold end nu. [35]

Nedbør og overfladedræning kan have været ansvarlige for det høje niveau af erosion i Noachian . [8] [36] Mange (men ikke alle) af de noachiske områder på Mars er dækket af dalnetværk . [4] Dalnetværk er omfattende systemer af dale, der ligner vandbassiner . Og selvom årsagen til deres udseende (regnerosion, grundvandserosion eller snesmeltning) stadig er under diskussion, er sådanne dalnetværk sjældne i andre perioder af Mars geologiske historie, hvilket indikerer de unikke klimatiske forhold i den noachiske periode.

I det sydlige højland er der identificeret mindst to faser af dalnetværk. Dalene, dannet i de tidlige og mellemste Noachiske perioder, viser et hyppigt, veludviklet netværk af bifloder. Lignende flodsystemer dannes af regnvand i Jordens ørkenområder.

Noter

  1. ↑ Amos, Jonathan . Clays in Pacific Lavas Challenge Wet Early Mars Idea , BBC News  (10. september 2012). Arkiveret fra originalen den 12. december 2017. Hentet 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 planetariske tidsskala // Den geologiske tidsskala / 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 geologiske historie Arkiveret 29. januar 2013 på Wayback Machine . jorden planet. sci. Lett., 294, 185-203, doi : 10.1016/j.espl.2009.06.042 .
  5. ↑ Abramov, O.; Mojzsis, SJ (2009). Mikrobiel beboelse af Hadean-jorden under det sene tunge bombardement. Nature, 459, 419-422, doi : 10.1038/nature08015 .
  6. ↑ Grotzinger, J. (2009). Beyond Water på Mars. Nature Geoscience, 2, 231-233, doi : 10.1038/ngeo480 .
  7. ↑ Grant, JA et al. (2010). Den videnskabelige proces til udvælgelse af landingsstedet for 2011 Mars Science Laboratory. Planet. Space Sci., [under tryk], doi : 10.1016/j.pss.2010.06.016 . Arkiveret kopi (ikke tilgængeligt link) . Hentet 30. april 2014. Arkiveret fra originalen 29. september 2011.   .
  8. ↑ 12 Craddock , R.A.; Howard, AD (2002). Sagen for nedbør på en varm, våd tidlig Mars. J. Geophys. Res., 107 (E11), 5111, doi : 10.1029/2001JE001505 .
  9. ↑ Malin, M.C.; Edgett, K.S. (2003). Beviser for vedvarende strømning og vandig sedimentation på tidlig Mars. Science, 302 (1931), doi : 10.1126/science.1090544 .
  10. ↑ Irwin, R. P. et al. (2002). Et stort Paleolake-bassin i spidsen af ​​Ma'adim Vallis, Mars. Science, 296, 2209; doi : 10.1126/science.1071143 .
  11. ↑ Clifford, S.M.; Parker, TJ (2001). Udviklingen af ​​Mars-hydrosfæren: Implikationer for skæbnen for et urhav og den nuværende tilstand af de nordlige sletter. Ikaros, 154, 40-79.
  12. ↑ Di Achille, G.; Hynek, BM (2010). Det gamle hav på Mars understøttet af global fordeling af deltaer og dale. Nature Geoscience, 1-5, doi : 10.1038/NGEO891 .
  13. ↑ Bibring, J.-P. et al. (2006). Global mineralogisk og vandig Mars-historie stammer fra OMEGA/Mars Express-data. Science, 312 (400), doi : 10.1126/science.1122659 .
  14. ↑ Bishop, JL et al. (2008). Phyllosilikatdiversitet og tidligere vandig aktivitet afsløret i Mawrth Vallis, Mars. Science, 321 (830), doi : 10.1126/science.1159699 .
  15. ↑ Strøm, R.G.; Croft, S.K.; Barlow, NG (1992) The Martian Impact Cratering Record in Mars, HH Kieffer et al., red.; University of Arizona Press: Tucson, AZ, pp. 383-423.
  16. ↑ Barlow, N.G. (2010). Hvad vi ved om Mars fra dens nedslagskratere. geol. soc. Er. Bull., 122 (5/6), 644-657.
  17. ↑ Scott, D.H.; Tanaka, KL (1986). Geologisk kort over Mars' vestlige ækvatorialregion. US Geological Survey Diverse undersøgelser Series Map I-1802-A.
  18. ↑ Greeley, R.; Gæst, JE (1987). Geologisk kort over den østlige ækvatorialregion Mars. US Geological Survey Diverse undersøgelser Series Map I-1802-B.
  19. ↑ Scott, D.H.; Carr, MH (1978). Geologisk kort over Mars. US Geological Survey Diverse undersøgelser Series Map I-1083.
  20. ↑ McCord, T.M. et al. (1980). Definition og karakterisering af Mars globale overfladeenheder: Foreløbige enhedskort. 11. Lunar and Planetary Science Conference: Houston: TX, abstract #1249, s. 697-699. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc1980/pdf/1249.pdf Arkiveret 2. marts 2022 på Wayback Machine .
  21. ↑ Frey, HV (2003). Nedgravede stødbassiner og Mars' tidligste historie. Sjette internationale konference om Mars, abstrakt #3104. http://www.lpi.usra.edu/meetings/sixthmars2003/pdf/3104.pdf Arkiveret 3. marts 2016 på Wayback Machine .
  22. ↑ Masson, P. (1991). Mars-stratigrafien – kort gennemgang og perspektiver. rumvidenskab. Anmeldelser., 56, 9-12.
  23. ↑ Nimmo, F.; Tanaka, K. (2005). Tidlig jordskorpeudvikling på Mars. Annu. Rev. jorden planet. Sci., 33, 133-161.
  24. ↑ Tanaka, KL (2001). Mars' stratigrafi: Hvad vi ved, ikke ved og skal gøre. 32. måne- og planetarisk videnskabskonference, abstrakt #1695. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2001/pdf/1695.pdf Arkiveret 2. marts 2022 på Wayback Machine .
  25. ↑ Carr, 2006, s. 41.
  26. ↑ Carr, 2006, s. 23.
  27. ↑ Størrelsesfordelingen af ​​jordkrydsende asteroider større end 100 m i diameter følger en omvendt magt-lov-kurve på formen N = kD −2,5 , hvor N er antallet af asteroider større end diameteren D. (Carr, 2006, s. 24.). Asteroider med mindre diametre er til stede i meget større antal end asteroider med store diametre.
  28. ↑ Davis, PA; Golombek, MP (1990). Diskontinuiteter i den lavvandede Marsskorpe ved Lunae, Syrien og Sinai Plana. J. Geophys. Res., 95 (B9), 14.231-14.248.
  29. ↑ Segura, TL et al. (2002). Miljøpåvirkninger af store påvirkninger på Mars. Science, 298, 1977; doi : 10.1126/science.1073586 .
  30. ↑ Melosh, HJ; Vickery, A. M. (1989). Impact Erosion af den oprindelige Mars-atmosfære. Nature, 338, 487-489.
  31. ↑ Carr, 2006, s. 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., red.; University of Arizona Press: Tucson, AZ, pp. 523-554.
  33. ↑ Abramov, O.; Kring, D. A. (2005). Påvirkningsinduceret hydrotermisk aktivitet på tidlig Mars. J. Geophys. Res., 110, E12S09, doi : 10.1029/2005JE002453 .
  34. ↑ Golombek, MP; Bridges, N. T. (2000). Klimaændringer på Mars udledt af erosionsrater på Mars Pathfinder-landingsstedet. Femte internationale konference om Mars, 6057.
  35. ↑ Andrews-Hanna, JC, og KW Lewis (2011). Tidlig Mars-hydrologi: 2. Hydrologisk evolution i Noachian og Hesperian epoker, J. Geophys. Res., 116, E02007, doi : 10.1029/2010JE003709 .
  36. ↑ Craddock, R.A.; Maxwell, T. A. (1993). Geomorf udvikling af Marshøjlandet gennem ældgamle fluviale processer. J. Geophys. Res., 98 (E2), 3453-3468.

Litteratur