Marsin geologinen aikajana

Planeettatieteen perustehtävä on selvittää, kuinka planeetan pinta on muuttunut ajan myötä. Tämä antaa tietoa sekä sen sisällä tapahtuvista prosesseista (maanjäristykset, tulivuorenpurkaukset) että ulkopuolelta toimivista (esimerkiksi asteroidien putoamisesta ). Tätä varten sinun on määritettävä kunkin pinta-alan ikä. Maapallolla tämä on helppo tehdä, kun pääset käsiksi päällekkäin sijaitseviin kivikerroksiin: on selvää, että jokainen syvempi kerros on vanhempi kuin edellinen; esimerkiksi Grand Canyonissa niiden järjestys voidaan jopa tarkkailla suoraan. Prosessia, jossa pintakerrosten ikä määritetään niiden välisen suhteen perusteella, kutsutaan stratigrafiaksi . Lisäksi maapallolla kiven ikä voidaan määrittää myös suoraan radiometrisellä päivämäärällä . Mutta Marsin pintaa on mahdollista tutkia vain avaruusaluksilla saaduista materiaaleista .

Treffit perustuvat kraatterien jakautumiseen

Koska Marsin pinnasta otettujen kuvien merkittävin piirre on suuri määrä kraattereita , ilmeisin on kraatterien jakautumiseen perustuva ajoitus: voidaan aloittaa yleisestä olettamuksesta, että mitä enemmän kraattereita, sitä vanhempi kivi.

Nykyään hyväksytyn teorian mukaanplaneetat muodostuivat pienempien kappaleiden kertymisestä, jotka törmäsivät niihin ja vaikuttivat niiden massaan. Koska suuria kappaleita oli aluksi vähemmän, ne törmäsivät planeettaan vasta alkuvaiheessa, sitten jäljelle jäi vain pieniä ja lopulta törmäykset lakkasivat käytännössä kokonaan. Joten karkeasti sanottuna mitä suurempi kraatteri, sitä vanhempi se on. Sen mukaisesti voidaan erottaa kolme kraatterin muodostumisen päävaihetta [1] :

1. Muodostuu suuria ja pieniä kraattereita.

2. Muodostuu vain pieniä kraattereita.

3. Yleensä kraattereita ei muodostu lähes ollenkaan.

Jos Marsin pintaa muuttavia prosesseja ei olisi, kaikki se olisi tasaisesti peitetty suurilla ja pienillä kraatereilla. Mutta voidaan nähdä, että näin ei ole: on useita alueita, joilla on suuri määrä suuria (halkaisijaltaan yli 300 km) kraattereita, suurin osa eteläisestä pallonpuoliskosta on peitetty vain pienillä kraattereilla, ja kraattereita ei juuri ole. pohjoisen pallonpuoliskon jäljellä olevalla pinnalla. Tämän perusteella on tapana erottaa 3 jaksoa, jolloin nämä Marsin pinnan osat muodostuivat [2] [3] :

Noah

Termi tulee Nooan maan nimestä . Ajankohta perustuu Hellas-altaan , Tharsiksen ylängön ja Mariner-laaksojen muodostumiseen 3,8–4,1 miljardia vuotta sitten [4] .

Donoan-kauden tapahtumista tiedetään vain vähän . On vain todettu, että sille oli ominaista magneettikentän mahdollinen esiintyminen ja lukuisat törmäykset kosmisten kappaleiden kanssa, joista yksi todennäköisesti johti ns. Marsin globaali dichotomia .

Noachian aikana tapahtui voimakasta sekä suurten että pienten kraatterien muodostumista, laaksojen muodostumista ja eroosiota . Sen nopeus, vaikkakin nopeampi kuin myöhempinä aikoina, oli silti paljon hitaampi kuin tämän tyyppiset prosessit maapallolla. Ilmasto-olosuhteet (ainakin satunnaisesti) suosivat jokien ja muiden vesistöjen olemassaoloa sekä sääolosuhteita , mikä johti filosilikaattien muodostumiseen . Sulfaatteja kerrostettiin [5] . Koska on mahdotonta kuvitella prosessia, jossa vain suuret kraatterit poistuisivat pinnasta, on selvää, että tämän ajanjakson loppu on hetki, jolloin kaikki kraatterit pyyhittiin pois ja pinta tasoitettiin [1] .

Hesperian

Nimetty Hesperian tasangon mukaan , kesti 3,7-3 miljardia vuotta sitten [4] . Noachian ja Hesperian kauden vaihteessa laaksojen muodostumisen, sään, eroosion ja törmäysten voimakkuus kosmisten kappaleiden kanssa laski jyrkästi - vain pienet putosivat jättäen pieniä kraattereita [1] . Tulivuoren prosessit jatkuivat kuitenkin melko aktiivisesti Hesperin kaudella muuttaen vähintään 30 % planeetan pinnasta. Kasvihuonekaasupäästöt aiheuttivat lyhytaikaista lämpenemistä ja sen jälkeen maapallon jäähtymistä [8] . Kanjoneita muodostui . Ajoittain esiintyi vakavia tulvia , jotka muodostivat ulosvirtauskanavia . Muut vesiprosessit käytännössä pysähtyivät (joka johti kryosfäärin tilavuuden kasvuun ), mutta ei kokonaan, mistä ovat osoituksena yksittäiset sulfaattikertymät, niiden läsnäolo maaperässä sekä jo tuolloin muodostuneiden laaksoverkostojen läsnäolo. aika [5] .

Amazonin

Nimetty Amazonin tasangon mukaan . Se alkoi kaikkien kraatterien hävittämisellä, ilmeisesti tulivuoren prosessien seurauksena, koska niitä ei esiintynyt kaikkialla, kuten eroosion tapauksessa, vaan vain pohjoisen pallonpuoliskon osassa, ja juuri siinä, missä suuria tulivuoria on. sijaitsee - Tharsiksen ja Elysiumin alueet [1] . Niiden intensiteetti väheni huomattavasti (noin 10 kertaa) ja muualla alueella ne pysähtyivät kokonaan. Nestemäinen vesi katosi vähitellen Marsin pinnalta [4] , joten myös tulvat loppuivat, vaikka pieniä satunnaisia ​​tapahtumia esiintyi viime aikoihin asti (geologisessa mittakaavassa). Eroosio- ja rapautumisprosessit ovat käytännössä kuolleet. Kanjonien kehittyminen tapahtui vain maanvyörymien ansiosta . Kauden tärkein erottuva piirre oli jään esiintymiseen, kertymiseen ja liikkumiseen liittyvien kohokuvioiden muodostuminen: napakorkit, jäätiköt tulivuorilla, pintakerrokset, joissa on paljon jäätä korkeilla leveysasteilla ja erilaiset muodot vyöhykkeissä leveysasteilla. 30–55°, kuten liuskeiset tulvamarginaalit , nauhalliset laaksoesiintymät ja samankeskiset kraatteriesiintymät . Suurin osa jyrkkien rinteiden rotkoista muodostui myös tänä aikana, sen melko myöhäisellä aikakaudella. Samanaikaisesti näiden muotojen ilmaantumisen voimakkuuteen vaikutti todennäköisimmin jäätilassa olevan veden vakauden riippuvuus Marsin pyörimisakselin kaltevuuden muutoksesta [5] . Amazonin aikana, joka jatkuu nykypäivään, kraattereita ei käytännössä muodostu [1] .

Jaksojen spesifiset aikarajat voidaan määrittää olettaen, että kraatterien intensiteetti Marsissa oli sama kuin Kuussa , ja siihen voidaan soveltaa tarkempia kiviaineksen ajoitusmenetelmiä [9] . Tämä olettamus sisältää kuitenkin paljon epävarmuutta ja annettuja päivämääriä tulee pitää vain likimääräisinä. Jotkut tutkijat siirtävät Hesperin ja Amazonin ajanjakson välistä rajaa 2,5-2 miljardin vuoden takaiselle ajalle [4] [10] .

Marsin geologinen historia (miljoonia vuosia sitten) [4] [5]

Mineralogiset treffit

Katso myös

Muistiinpanot

  1. ↑ 1 2 3 4 5 Caplinger, Mike Marsin pintojen iän määrittäminen . Käyttöpäivä: 29. kesäkuuta 2017. Arkistoitu alkuperäisestä 19. helmikuuta 2007.
  2. ↑ Scott, D. ja M. Carr. Marsin geologinen kartta  : [ eng. ] . - Reston, Virginia, 1978. - P. I-1083. - (US Geological Survey Miscellaneous Investigations -sarja).
  3. ↑ Tanaka, KL Marsin stratigrafia  : [ eng. ] // Seitsemännentoista Kuu- ja planeettatiedekonferenssin ESITTELY, Osa 1, JOURNAL OF GEOPHYSICAL RESEARCH. - 1986. - Voi. 91, nro B13 (30. marraskuuta). - P.E139-E158.
  4. ↑ 1 2 3 4 5 M. Nikitin. Elämän alkuperä. Sumusta soluun. - Moskova: Alpina Publisher, 2016. - 542 s. — (Primus).
  5. ↑ 1 2 3 4 Michael H. Carr, James W. Head. Marsin geologinen historia  : [ eng. ] // Earth and Planetary Science Letters. - 2010. - T. 294, no. 3-4 (1. kesäkuuta). - S. 185-203. - doi : 10.1016/j.epsl.2009.06.042 .
  6. ↑ JMARS  . _ Java-tehtävän suunnittelu ja kaukokartoituksen analyysi . Arizonan osavaltion yliopisto. Haettu 4. heinäkuuta 2017. Arkistoitu alkuperäisestä 22. tammikuuta 2019.
  7. ↑ Tanaka, Kenneth L.; Scott, David H.; Greeley, Ronald. Globaali stratigrafia // Mars (A93-27852 09-91). - 1992. - s. 345-382. - Riisi. 1a, s. 352. - .
  8. ↑ pää, JW; Wilson, L. Tiivistelmä #1214. — Teoksessa: 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. Marsian kraatteri, 4, Mariner 9 kraatterin kronologian alustava analyysi  : [ eng. ] // Journal of Geophysical Research. - 1973. - T. 78, no. 20 (10. heinäkuuta). - 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.–14.4.2000, Bern, Sveitsi: [ eng. ]  / Reinald Kallenbach, Johannes Geiss, William K. Hartmann. - Springer Netherlands, 2001. - Voi. 12, I. Marsin ja sisäisen aurinkokunnan kronologia. - s. 165-194. - (ISSI:n avaruustieteen sarja). - ISBN-tulostus: 978-90-481-5725-9, verkossa: 978-94-017-1035-0.

Kirjallisuus

Linkit