Cronologia geologică a lui Marte

Sarcina fundamentală a științei planetare este de a determina modul în care suprafața planetei s-a schimbat în timp. Aceasta oferă informații despre procesele, atât care au loc în interiorul acestuia (cutremur, erupții vulcanice), cât și despre cele care acționează din exterior (de exemplu, căderea asteroizilor ). Pentru a face acest lucru, trebuie să determinați vârsta fiecărei suprafețe. Pe Pământ, acest lucru este ușor de făcut, având acces la straturi de rocă situate unul deasupra celuilalt: este evident că fiecare strat mai profund este mai vechi decât cel anterior; de exemplu, în Marele Canion secvența lor poate fi chiar observată direct. Procesul de determinare a vârstei straturilor de suprafață prin raportul dintre ele se numește stratigrafie . În plus, pe Pământ, vârsta unei roci poate fi determinată direct prin datare radiometrică . Dar pentru Marte, este posibil să-și studieze suprafața numai din materiale obținute de nave spațiale .

Datarea bazată pe distribuția craterelor

Deoarece cea mai remarcabilă caracteristică a imaginilor suprafeței lui Marte este numărul mare de cratere , cea mai evidentă este datarea bazată pe distribuția craterelor: se poate începe cu presupunerea generală că cu cât mai multe cratere, cu atât roca este mai veche.

Conform teoriei acceptate astăzi , planetele s-au format prin acumularea de corpuri mai mici care s-au ciocnit cu ele și au contribuit la masa lor. Deoarece au fost inițial mai puține corpuri mari, acestea s-au ciocnit cu planeta doar în stadiul inițial, apoi au rămas doar cele mici și, în cele din urmă, ciocnirile au încetat practic cu totul. Deci, aproximativ vorbind, cu cât craterul este mai mare, cu atât este mai vechi. În consecință, se pot distinge 3 etape principale de formare a craterului [1] :

1. Se formează cratere mari și mici.

2. Se formează doar cratere mici.

3. În general, aproape nu se formează cratere.

Dacă nu ar exista procese care să schimbe suprafața lui Marte, toate acestea ar fi acoperite uniform cu cratere mari și mici. Dar se poate observa că nu este cazul: există mai multe zone cu un număr mare de cratere mari (mai mult de 300 km în diametru), cea mai mare parte a emisferei sudice este acoperită doar cu cratere mici și aproape că nu există cratere. pe suprafața rămasă a emisferei nordice. Pe baza acestui fapt, se obișnuiește să se distingă 3 perioade când s-au format aceste părți ale suprafeței lui Marte [2] [3] :

Noah

Termenul provine de la numele pământului lui Noe . Datarea se bazează pe formarea bazinului Hellas , a munților Tharsis și a văilor Mariner în urmă cu 3,8-4,1 miliarde de ani [4] .

Se stie putine despre ce sa intamplat in perioada Donoan . S-a stabilit doar că s-a caracterizat prin posibila prezență a unui câmp magnetic și numeroase ciocniri cu corpuri cosmice, dintre care una, probabil, a dus la așa-numitul. dihotomia globală a lui Marte.

În perioada noahică a avut loc o formare intensivă atât de cratere mari, cât și de mici, formarea văilor și eroziunea . Rata sa, deși mai rapidă decât în ​​vremurile ulterioare, a fost totuși mult mai mică decât cele mai lente procese de acest fel de pe Pământ. Condițiile climatice (cel puțin ocazional) au favorizat existența râurilor și a altor corpuri de apă , precum și intemperii , ducând la formarea filosilicaților . S- au depus sulfati [5] . Deoarece este imposibil de imaginat un proces prin care doar craterele mari să fie șterse de la suprafață, este evident că sfârșitul acestei perioade este momentul în care toate craterele au fost șterse și suprafața a fost nivelată [1] .

Hesperian

Numit după Platoul Hesperian , a durat acum 3,7-3 miliarde de ani [4] . La răsturnarea perioadelor noahie și hesperiene, intensitatea formării văilor, a intemperiilor, a eroziunii și a ciocnirilor cu corpurile cosmice a scăzut brusc - doar cele mici au căzut, lăsând mici cratere [1] . Cu toate acestea, procesele vulcanice au continuat destul de activ în perioada Hesperiană , modificând cel puțin 30% din suprafața planetei. Emisiile de gaze cu efect de seră au cauzat încălzirea pe termen scurt, urmată de răcirea globală [8] . S -au format canioane . Inundaţii severe au avut loc periodic , formând canale de scurgere . Alte procese de apă s-au oprit practic (ceea ce a dus la o creștere a volumului criosferei ), dar nu complet, așa cum o demonstrează depozitele individuale de sulfați, prezența acestora în sol, precum și prezența rețelelor de văi care s-au format deja la acel moment. timp [5] .

Amazonian

Numit după câmpia amazoniană . A început cu ștergerea tuturor craterelor, aparent ca urmare a proceselor vulcanice, deoarece acestea nu s-au produs peste tot, așa cum ar fi cazul eroziunii, ci doar în partea emisferei nordice și tocmai în cea în care se află vulcani mari. situate - regiunile Tharsis și Elysium [1] . Intensitatea lor a scăzut considerabil (de aproximativ 10 ori), iar în restul teritoriului s-au oprit cu totul. Apa lichidă a dispărut treptat de pe suprafața lui Marte [4] , astfel încât și inundațiile s-au oprit, deși au avut loc mici apariții episodice până în timp recent (la scară geologică). Procesele de eroziune și intemperii s-au stins practic. Dezvoltarea canioanelor a avut loc doar din cauza alunecărilor de teren . Principala trăsătură distinctivă a perioadei a fost formarea elementelor de relief asociate cu apariția, acumularea și mișcarea gheții: calote polare, depozite glaciare pe vulcani, straturi de suprafață cu o cantitate mare de gheață la latitudini mari și diverse forme în centuri la latitudini. de 30–55 °, cum ar fi marginile aluviale lobate , depozitele de vale cu bandă și depozitele de cratere concentrice . Majoritatea râpelor de pe versanți abrupți s-au format și în această perioadă, în epoca sa destul de târzie. În același timp, intensitatea apariției acestor forme a fost influențată cel mai probabil de dependența stabilității prezenței apei în starea de gheață de modificarea înclinării axei de rotație a lui Marte [5] . În perioada Amazoniei, care continuă până în zilele noastre, practic nu se formează cratere [1] .

Limitele de timp specifice ale perioadelor pot fi determinate pe baza presupunerii că intensitatea craterării pe Marte a fost aceeași ca pe Lună și pentru aceasta pot fi aplicate metode mai precise de datare a rocii [9] . Cu toate acestea, desigur, această ipoteză implică o mare incertitudine și datele date ar trebui considerate doar aproximative. Unii oameni de știință schimbă granița dintre perioadele Hesperian și Amazonian la acum 2,5-2 miliarde de ani [4] [10] .

Istoria geologică a lui Marte (cu milioane de ani în urmă) [4] [5]

Datarea mineralogică

Vezi și

Note

  1. ↑ 1 2 3 4 5 Caplinger, Mike Determinarea vârstei suprafețelor de pe Marte . Data accesului: 29 iunie 2017. Arhivat din original la 19 februarie 2007.
  2. ↑ Scott, D. și M. Carr. Harta geologică a lui Marte  : [ ing. ] . - Reston, Virginia, 1978. - P. I-1083. - (Seria de investigații diverse ale US Geological Survey).
  3. ↑ Tanaka, KL Stratigrafia lui Marte  : [ ing. ] // Lucrările celei de-a șaptesprezecea conferințe lunare și planetare, partea 1, Jurnalul de cercetare geofizică. - 1986. - Vol. 91, nr B13 (30 noiembrie). - P.E139-E158.
  4. ↑ 1 2 3 4 5 M. Nikitin. Originea vieții. De la nebuloasă la celulă. - Moscova: Editura Alpina, 2016. - 542 p. — (Primus).
  5. ↑ 1 2 3 4 Michael H. Carr, James W. Head. Istoria geologică a lui Marte  : [ ing. ] // Scrisori pentru Știința Pământului și Planetarei. - 2010. - T. 294, nr. 3-4 (1 iunie). - S. 185-203. - doi : 10.1016/j.epsl.2009.06.042 .
  6. ↑ JMARS  . _ Planificarea și analiza misiunii Java pentru teledetecție . Universitatea de Stat din Arizona. Preluat la 4 iulie 2017. Arhivat din original la 22 ianuarie 2019.
  7. ↑ Tanaka, Kenneth L.; Scott, David H.; Greeley, Ronald. Stratigrafie globală // Marte (A93-27852 09-91). - 1992. - P. 345-382. - Orez. 1a, p. 352. - Cod .
  8. ↑ Cap, JW; Wilson, L. Rezumat #1214. — În: Tranziția Noachian-Hesperian pe Marte: Dovezi geologice pentru o fază punctuată a vulcanismului global ca factor cheie în evoluția climatică și atmosferică  : [ ing. ] // A 42-a Conferință de Științe Lunare și Planetare (2011). — 2011.
  9. ↑ William K. Hartmann. Martian Cratering, 4, Mariner 9 analiza inițială a cronologiei craterelor  : [ ing. ] // Journal of Geophysical Research. - 1973. - T. 78, nr. 20 (10 iulie). - S. 4096-4116. - doi : 10.1029/JB078i020p04096 .
  10. ↑ William K. Hartmann, Gerhard Neukum. Cronologia craterelor și evoluția lui Marte: Proceedings of an ISSI Workshop, 10–14 aprilie 2000, Berna, Elveția : [ ing. ]  / Reinald Kallenbach, Johannes Geiss, William K. Hartmann. - Springer Olanda, 2001. - Vol. 12, I. Cronologia lui Marte și a sistemului solar interior. - P. 165-194. - (Seria Științe Spațiale a ISSI). - ISBN Print: 978-90-481-5725-9, Online: 978-94-017-1035-0.

Literatură

Link -uri