Perioada Noe

Perioada noahiană  ( ing.  Noahian , în numele lui Noe (Noe); transliterarea „Noahian” este incorectă) este o perioadă timpurie din istoria geologică a lui Marte , caracterizată prin bombardament intens de meteorit – asteroizi și o abundență de apă de suprafață [1] . Vârsta geologică absolută a perioadei nu este determinată cu precizie, dar ea corespunde probabil perioadelor pre- Nectariene  - Imbriene timpurii ale istoriei geologice a Lunii [2] , de la 4,18-4,08 la 3,74-3,5 miliarde de ani în urmă [3] , în intervalul de timp, numit bombardamentul greu târziu [4] . În această perioadă s-au format cratere uriașe pe Lună și Marte. În timp, perioada Noe coincide aproximativ cu eonii terestre catarhei și arheici timpurii , în care probabil primele forme de viață au apărut pe Pământ. [5]

Peisajele formate în timpul perioadei Noahiene sunt principalele ținte ale aterizatoarelor concepute pentru a căuta fosile ale vieții ipotetice marțiane . [6] [7] În perioada Noahiana, atmosfera lui Marte era mai densă decât este acum. Clima era probabil suficient de caldă pentru a cădea ploaia. [8] Emisfera sudică era acoperită cu râuri și lacuri uriașe, [9] [10] iar câmpiile joase ale emisferei nordice ar fi putut fi fundul oceanului. [11] [12] Multiplele erupții vulcanice care au avut loc în regiunea Tarsis au creat multe formațiuni vulcanice la suprafață și au eliberat cantități mari de gaze în atmosferă. [4] Intemperii rocilor de suprafață a dus la formarea unei varietăți de minerale argiloase ( filosilicați ) care se formează în condiții chimice favorabile formării vieții microbiene . [13] [14]

Cronologie și stratigrafie

Descrierea și originea numelui

Numele perioadei este asociat cu țara lui Noe  - un munte antic presărat cu cratere la vest de câmpia Hellas . Suprafețele care datează din perioada Noahie sunt foarte deluroase și pliate la scară mare (>100 de metri), și seamănă superficial cu continentele lunare. În țara lui Noe există multe cratere vechi care se suprapun în mai multe straturi. Densitatea craterelor mari de impact este foarte mare aici, aproximativ 400 de cratere >8 km în diametru per milion de km2 . [15] Formațiunile din perioada Noe ocupă aproximativ 40% din întreaga suprafață marțiană; [16] se găsesc în principal în zonele muntoase sudice ale planetei, dar sunt reprezentate și de zone mari din nord - precum ținutul Tempe și ținutul Xanth . [17] [18]

Istoria geologică a lui Marte (cu milioane de ani în urmă)

Limite de timp și ere

În multe părți ale planetei, partea superioară a formațiunilor din perioada Noahie este acoperită de câmpii cu un număr mai mic de cratere pline cu capcane . Ele seamănă cu mările lunii . Aceste câmpii au apărut în perioada Hesperiană . Limita stratigrafică inferioară a noahului nu a fost definită formal. Perioada a fost propusă inițial să acopere toate formațiunile geologice de pe Marte de la formarea scoarței acum 4500 de milioane de ani. [19] [20] Cu toate acestea, munca lui Herbert Frey de la NASA, folosind date obținute de altimetrul MOLA , a arătat că zonele muntoase sudice ale lui Marte ascund multe bazine de impact distruse care sunt mai vechi decât suprafețele vizibile ale perioadei Noahiene, inclusiv Câmpiile Hellas ... El a propus să se determine începutul perioadei noahiene prin apariția câmpiei Hellas. Dacă Frey are dreptate, atunci un număr mare de roci de bază din munții marțieni sunt prenoaniene și au o vechime de peste 4.100 de milioane de ani. [21]

Sistemul geologic noiian este subdivizat în trei diviziuni cronostratigrafice : Noahul inferior, Noahul mediu și Noahul superior. Diviziunile au fost identificate prin referințe (zone ale planetei care au trăsături distinctive ale unui anumit episod geologic, de exemplu, având aceeași vârstă a craterelor sau poziție stratigrafică). Astfel, referentul departamentului Noahian superior este un teritoriu plat situat între cratere la est de câmpia Argir . Straturile mai vechi de la baza acestei câmpii au un teren mai denivelat și sunt acoperite cu cratere și aparțin Noahului Mijlociu. [2] [22] Epocile geologice corespunzătoare diviziunilor stratigrafice de mai sus sunt numite, respectiv, epoca Noahică timpurie, Noahia mijlocie și epoca Noiishiană târzie . Trebuie remarcat faptul că o epocă face parte dintr-o perioadă geologică - cei doi termeni nu sunt sinonimi în stratigrafia formală.

Epocile Noahiene (cu milioane de ani în urmă) [23]

Terminologia stratigrafică dezvoltată pentru Pământ a fost folosită pentru a descrie istoria geologică marțiană. Dar acum devine evident că are multe neajunsuri. Acesta va fi completat sau rescris complet de îndată ce vor fi disponibile date noi, mai complete [24] (un exemplu de astfel de alternativă este scala de istorie minerală dată mai jos). Fără îndoială necesară pentru o înțelegere mai completă a istoriei și cronologiei marțiane este obținerea vârstelor radiometrice și a mostrelor de formațiuni de suprafață. [25]

Marte în perioada Noahiana

Spre deosebire de perioadele ulterioare, Noahia se caracterizează printr-o frecvență ridicată a evenimentelor de impact, niveluri ridicate de eroziune, formare de văi, activitate vulcanică și intemperii rocilor de suprafață, cu producție abundentă de filosilicați ( minerale argiloase ). Aceste procese au influențat apariția unui climat umed și (cel puțin în anumite perioade de timp) cald pe planetă. [patru]

Craterarea de impact

Judecând după craterele de pe suprafața Lunii, acum 4 miliarde de ani, formarea craterelor de impact pe corpurile solide ale sistemului solar interior a fost de 500 de ori mai intensă decât acum. [26] Pe Marte în timpul perioadei Noahiene, cratere cu un diametru de aproximativ 100 km au apărut aproximativ o dată la un milion de ani, [4] frecvența de apariție a craterelor mai mici este exponențial mai mare. [27] Cu un nivel atât de mare de activitate de impact, ar fi trebuit să apară falii de până la câțiva kilometri adâncime în scoarță [28] , în plus, un strat gros de ejecta vulcanică ar fi trebuit să acopere suprafața planetei. Impacturile puternice ale corpurilor cerești trebuie să fi avut un impact puternic asupra climei, deoarece coliziunile cu corpurile cerești au dus la eliberarea unor cantități mari de cenușă fierbinte, care a încălzit atmosfera și suprafața la temperaturi ridicate. [29] Frecvența mare a evenimentelor de impact a jucat probabil un rol semnificativ în dispariția atmosferei marțiane timpurii prin eroziunea prin impact. [treizeci]

Ca și pe Lună, impacturile frecvente ale corpurilor cerești au creat zone de rocă de bază fracturată și brecii în scoarța superioară, numite megaregoliți . [32] Porozitatea ridicată și permeabilitatea rocii megaregolite au dus la pătrunderea adâncă a apelor subterane . Căldura creată de impactul corpurilor cerești, combinată cu prezența apei subterane, a condus la crearea unor sisteme hidrotermale , care ar putea fi folosite de microorganismele termofile , dacă ar exista pe Marte. Modelarea computerizată a distribuției căldurii și fluidelor în scoarța vechiului Marte a arătat că ciclul de viață al sistemelor geotermale ar putea dura de la sute de mii la milioane de ani din momentul impactului. [33]

Eroziune și rețele de vale

Majoritatea craterelor din perioada Noe sunt grav distruse - marginile lor sunt erodate și ele însele sunt umplute cu roci sedimentare. Această stare a craterelor noahiene, în comparație cu craterele hesperiene din apropiere, a căror vârstă este cu doar câteva milioane de ani mai veche, indică faptul că nivelul de eroziune în noahie a fost semnificativ mai mare (de 1000–100000 de ori [34] ) decât în ​​perioada ulterioară. perioade. [4] Prezența unei suprafețe parțial erodate în zonele muntoase sudice indică faptul că până la 1 km de formațiuni de suprafață au fost erodate în timpul perioadei Noe. Acest nivel ridicat de eroziune (totuși de multe ori mai puțin decât pe Pământ) sugerează condiții de mediu mult mai calde decât acum. [35]

Precipitațiile și drenajul de suprafață ar fi putut fi responsabile pentru nivelul ridicat de eroziune din Noahian . [8] [36] Multe (dar nu toate) zonele noahiene ale lui Marte sunt acoperite de rețele de văi . [4] Rețelele de văi sunt sisteme extinse de văi care seamănă cu bazine de apă . Și deși cauza apariției lor (eroziunea ploii, eroziunea apelor subterane sau topirea zăpezii) este încă în discuție, în alte perioade ale istoriei geologice marțiane, astfel de rețele de văi sunt rare, ceea ce indică condițiile climatice unice ale perioadei Noahiene.

În zonele muntoase din sud, au fost identificate cel puțin două faze ale rețelei de văi. Văile, formate în perioada Noahiei timpurii și mijlocii, prezintă o rețea frecventă, bine dezvoltată de afluenți. Sistemele fluviale similare sunt formate de apa de ploaie în regiunile deșertice ale Pământului.

Note

  1. ↑ Amos, Jonathan . Clays in Pacific Lavas Challenge Wet Early Mars Idea , BBC News  (10 septembrie 2012). Arhivat din original pe 12 decembrie 2017. Preluat la 30 aprilie 2014.
  2. ↑ 1 2 Tanaka, KL (1986). Stratigrafia lui Marte. J. Geophys. Res., Seventh Lunar and Planetary Science Conference Part 1, 91 (B13), E139-E158, doi : 10.1029/JB091iB13p0E139 . .
  3. ↑ Tanaka KL, Hartmann WK Capitolul 15 – The Planetary Time Scale // The Geologic Time Scale / FM Gradstein, JG Ogg, MD Schmitz, GM Ogg. — Elsevier Science Limited, 2012. — P. 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). Istoria geologică a lui Marte Arhivată la 29 ianuarie 2013 la Wayback Machine . planeta pământului. sci. Lett., 294, 185-203, doi : 10.1016/j.espl.2009.06.042 .
  5. ↑ Abramov, O.; Mojzsis, SJ (2009). Habitabilitatea microbiană a Pământului Hadean în timpul bombardamentului puternic târziu. Nature, 459, 419-422, doi : 10.1038/nature08015 .
  6. ↑ Grotzinger, J. (2009). Dincolo de apă pe Marte. Nature Geoscience, 2, 231-233, doi : 10.1038/ngeo480 .
  7. ↑ Grant, JA et al. (2010). Procesul științific pentru selectarea locului de aterizare pentru Laboratorul de știință pe Marte din 2011. Planetă. Space Sci., [în presă], doi : 10.1016/j.pss.2010.06.016 . Copie arhivată (link indisponibil) . Consultat la 30 aprilie 2014. Arhivat din original pe 29 septembrie 2011.   .
  8. ↑ 12 Craddock , R.A.; Howard, AD (2002). Cazul pentru precipitații pe un Marte timpuriu cald și umed. J. Geophys. Res., 107 (E11), 5111, doi : 10.1029/2001JE001505 .
  9. ↑ Malin, M.C.; Edgett, K.S. (2003). Dovezi pentru flux persistent și sedimentare apoasă pe Marte timpurie. Science, 302 (1931), doi : 10.1126/science.1090544 .
  10. ↑ Irwin, R. P. și colab. (2002). Un bazin mare Paleolake la capul Ma'adim Vallis, Marte. Science, 296, 2209; doi : 10.1126/science.1071143 .
  11. ↑ Clifford, S.M.; Parker, TJ (2001). Evoluția hidrosferei marțiane: implicații pentru soarta unui ocean primordial și starea actuală a câmpiilor nordice. Icar, 154, 40-79.
  12. ↑ Di Achille, G.; Hynek, BM (2010). Oceanul antic pe Marte susținut de distribuția globală a deltelor și văilor. Nature Geoscience, 1-5, doi : 10.1038/NGEO891 .
  13. ↑ Bibring, J.-P. et al. (2006). Istoricul mineralogic și apos al lui Marte derivat din datele OMEGA/Mars Express. Science, 312 (400), doi : 10.1126/science.1122659 .
  14. ↑ Bishop, JL et al. (2008). Diversitatea filosilicaților și activitatea apoasă trecută au fost dezvăluite la Mawrth Vallis, Marte. Science, 321 (830), doi : 10.1126/science.1159699 .
  15. ↑ Strom, 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, pp. 383-423.
  16. ↑ Barlow, N.G. (2010). Ce știm despre Marte din craterele sale de impact. geol. soc. A.m. Bull., 122 (5/6), 644-657.
  17. ↑ Scott, D.H.; Tanaka, KL (1986). Harta geologică a regiunii ecuatoriale de vest a lui Marte. Seria de investigații diverse ale US Geological Survey Harta I-1802-A.
  18. ↑ Greeley, R.; Invitat, JE (1987). Harta geologică a regiunii ecuatoriale de est a lui Marte. Seria de investigații diverse ale US Geological Survey Harta I-1802-B.
  19. ↑ Scott, D.H.; Carr, MH (1978). Harta geologică a lui Marte. Harta I-1083 din seria de investigații diverse ale US Geological Survey.
  20. ↑ McCord, T.M. și colab. (1980). Definirea și caracterizarea unităților de suprafață globale ale lui Marte: hărți preliminare ale unităților. A 11-a conferință de știință lunară și planetară: Houston: TX, rezumat #1249, pp. 697-699. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc1980/pdf/1249.pdf Arhivat 2 martie 2022 la Wayback Machine .
  21. ↑ Frey, HV (2003). Bazinele de impact îngropate și cea mai timpurie istorie a lui Marte. A șasea conferință internațională pe Marte, rezumat #3104. http://www.lpi.usra.edu/meetings/sixthmars2003/pdf/3104.pdf Arhivat 3 martie 2016 la Wayback Machine .
  22. ↑ Masson, P. (1991). Stratigrafia marțiană – scurtă recenzie și perspective. știința spațială. Recenzii., 56, 9-12.
  23. ↑ Nimmo, F.; Tanaka, K. (2005). Evoluția crustală timpurie a lui Marte. Annu. Rev. planeta pământului. Sci., 33, 133-161.
  24. ↑ Tanaka, KL (2001). Stratigrafia lui Marte: ceea ce știm, nu știm și trebuie să facem. A 32-a conferință de știință lunară și planetară, rezumat #1695. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2001/pdf/1695.pdf Arhivat 2 martie 2022 la Wayback Machine .
  25. ↑ Carr, 2006, p. 41.
  26. ↑ Carr, 2006, p. 23.
  27. ↑ Distribuția mărimii asteroizilor care traversează Pământul cu diametrul mai mare de 100 m urmează o curbă inversă a legii puterii de forma N = kD -2,5 , unde N este numărul de asteroizi mai mari decât diametrul D. (Carr, 2006, p. 24.). Asteroizii cu diametre mai mici sunt prezenți în număr mult mai mare decât asteroizii cu diametre mari.
  28. ↑ Davis, PA; Golombek, MP (1990). Discontinuități în scoarța marțiană superficială de la Lunae, Siria și Sinai Plana. J. Geophys. Res., 95 (B9), 14.231-14.248.
  29. ↑ Segura, TL et al. (2002). Efectele asupra mediului ale impacturilor mari asupra lui Marte. Science, 298, 1977; doi : 10.1126/science.1073586 .
  30. ↑ Melosh, HJ; Vickery, A. M. (1989). Eroziunea prin impact a atmosferei marțiane primordiale. Nature, 338, 487-489.
  31. ↑ Carr, 2006, p. 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, pp. 523-554.
  33. ↑ Abramov, O.; Kring, D. A. (2005). Activitate hidrotermală indusă de impact pe Marte timpurie. J. Geophys. Res., 110, E12S09, doi : 10.1029/2005JE002453 .
  34. ↑ Golombek, MP; Poduri, N. T. (2000). Schimbările climatice de pe Marte deduse din ratele de eroziune de la locul de aterizare Mars Pathfinder. A cincea conferință internațională pe Marte, 6057.
  35. ^ Andrews-Hanna, JC și KW Lewis (2011). Hidrologia timpurie a Marte: 2. Evoluția hidrologică în epocile Noahie și Hesperiene, J. Geophys. Res., 116, E02007, doi : 10.1029/2010JE003709 .
  36. ↑ Craddock, R.A.; Maxwell, T. A. (1993). Evoluția geomorfă a Țărilor Marțiane prin procese fluviale antice. J. Geophys. Res., 98 (E2), 3453-3468.

Literatură