Нойский период: различия между версиями

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Интерактивная навигация по истории
[непроверенная версия][непроверенная версия]
← Предыдущая правкаСледующая правка →
Содержимое удалено Содержимое добавлено
ВизуальныйВики-текст
Нет описания правки
Нет описания правки
Строка 1: Строка 1:
{{В инкубаторе}}
{{В инкубаторе}}
[[Image:Noachian Terrain.jpg|right|thumb|340px|Карта рельефа [[:en:Noachis Terra|Земли Ноахис]] - типичного образования времен Нойской эры, полученная с помощью высотомера [[:en:Mars Orbital Laser Altimeter|MOLA]]. Обратите внимение на внешнее сходство с [[:en:lunar highlands|лунными высокогорьями]]. Цвета обозначают высоту: красный - самые высокие точки, сине-фиолетовый - самые низкие. Синий участок в правом нижнем углу - северо-западная часть гигантской [[Эллада (Марс)|равнины Эллада]].]]
[[Image:Noachian Terrain.jpg|right|thumb|340px|Карта рельефа [[:en:Noachis Terra|Земли Ноахис]] - типичного образования времен нойской эры, полученная с помощью высотомера [[:en:Mars Orbital Laser Altimeter|MOLA]]. Обратите внимение на внешнее сходство с [[:en:lunar highlands|лунными высокогорьями]]. Цвета обозначают высоту: красный - самые высокие точки, сине-фиолетовый - самые низкие. Синий участок в правом нижнем углу - северо-западная часть гигантской [[Эллада (Марс)|равнины Эллада]].]]


'''Нойская эра''' — ранний [[Геологический период|период геологический истории]] [[Марс|Марса]], характеризующийся высоким уровнем [[Метеорит|метеоритных]] и [[Астероид|астероидных]] [[Импактное событие|бомбардировок]] и наличием большого количества [[Поверхностные воды|поверхностных вод]]<ref>{{cite news |last=Amos |first=Jonathan |title=Clays in Pacific Lavas Challenge Wet Early Mars Idea |work=[[BBC News]] |date=10 September 2012 |url=http://www.bbc.co.uk/news/science-environment-19525421 }}</ref>. [[Абсолютный геологический возраст]] эры точно не определён, но вероятно он соответствует [[Донектарский период|Донектарскому периоду]] [[Луна|Луны]] и [[Раннеимбрийский период|Раннеимбрийскому периоду]] [[Земля (планета)|Земли]]<ref name=Tanaka86>Tanaka, K.L. (1986). The Stratigraphy of Mars. ''J. Geophys. Res.,'' Seventeenth Lunar and Planetary Science Conference Part 1, '''91'''(B13), E139–E158, {{doi|10.1029/JB091iB13p0E139}}. http://adsabs.harvard.edu/full/1986LPSC...17..139T.</ref>4100 – 3700 миллионов лет назад в интервал времени, называемый [[Поздняя тяжёлая бомбардировка|поздней тяжелой бомбардировкой]]<ref name=CarrHead10>Carr, M.H.; Head, J.W. (2010). Geologic History of Mars. ''Earth Planet. Sci. Lett.,'' '''294,''' 185–203, {{doi|10.1016/j.espl.2009.06.042}}. http://www.planetary.brown.edu/pdfs/3438.pdf.</ref>. Огромные кратеры на Луне и Марсе сформировались именно в этот период. По времени Нойская эра приблизительно совпадает с земными [[Катархей|Катархейским]] и ранним [[Архей|Архейским]] эонами, в которые на Земле вероятно появились первые формы жизни.<ref>Abramov, O.; Mojzsis, S.J. (2009). Microbial Habitability of the Hadean Earth During the Late Heavy Bombardment. ''Nature,'' '''459,''' 419–422, {{doi|10.1038/nature08015}}.</ref>
'''Нойская эра''' — ранний [[Геологический период|период геологический истории]] [[Марс|Марса]], характеризующийся высоким уровнем [[Метеорит|метеоритных]],а также [[Астероид|астероидных]] [[Импактное событие|бомбардировок]] и наличием большого количества [[Поверхностные воды|поверхностных вод]]<ref>{{cite news |last=Amos |first=Jonathan |title=Clays in Pacific Lavas Challenge Wet Early Mars Idea |work=[[BBC News]] |date=10 September 2012 |url=http://www.bbc.co.uk/news/science-environment-19525421 }}</ref>. [[Абсолютный геологический возраст]] эры точно не определён, но вероятно он соответствует [[Донектарский период|донектарскому периоду]] [[Луна|Луны]] и [[Раннеимбрийский период|раннеимбрийскому периоду]] [[Земля (планета)|Земли]]<ref name=Tanaka86>Tanaka, K.L. (1986). The Stratigraphy of Mars. ''J. Geophys. Res.,'' Seventeenth Lunar and Planetary Science Conference Part 1, '''91'''(B13), E139–E158, {{doi|10.1029/JB091iB13p0E139}}. http://adsabs.harvard.edu/full/1986LPSC...17..139T.</ref>4100 – 3700 миллионов лет назад в интервал времени, называемый [[Поздняя тяжёлая бомбардировка|поздней тяжелой бомбардировкой]]<ref name=CarrHead10>Carr, M.H.; Head, J.W. (2010). Geologic History of Mars. ''Earth Planet. Sci. Lett.,'' '''294,''' 185–203, {{doi|10.1016/j.espl.2009.06.042}}. http://www.planetary.brown.edu/pdfs/3438.pdf.</ref>. Огромные кратеры на Луне и Марсе сформировались именно в этот период. По времени нойская эра приблизительно совпадает с земными [[Катархей|Катархейским]] и ранним [[Архей|Архейским]] эонами, в которые на Земле вероятно появились первые формы жизни.<ref>Abramov, O.; Mojzsis, S.J. (2009). Microbial Habitability of the Hadean Earth During the Late Heavy Bombardment. ''Nature,'' '''459,''' 419–422, {{doi|10.1038/nature08015}}.</ref>


Территории, сформировавшиеся в Нойскую эру - основные посадочные площадки [[Посадочный модуль|космических аппаратов]], целью которых является поиск [[Фоссилии|ископаемых остатков]] для доказательства существования [[Внеземная цивилизация|жизни]] на Марсе.<ref>Grotzinger, J. (2009). Beyond Water on Mars. ''Nature Geoscience,'' '''2,''' 231-233, {{doi|10.1038/ngeo480}}.</ref><ref>Grant, J.A. et al. (2010). The Science Process for Selecting the Landing Site for the 2011 Mars Science Laboratory. ''Planet. Space Sci.,'' [in press], {{doi|10.1016/j.pss.2010.06.016}}. http://www.geo.utep.edu/pub/hurtado/planetary/lectures/week8/papers2/grant_etal_2010_pss_mslsiteselection.pdf.</ref> В Нойскую эру [[Атмосфера|атмосфера]] Марса была более плотной, чем в настоящее время. Климат, вероятно, был достаточно теплым для выпадения осадков в виде дождя.<ref name=CraddockHoward02>Craddock, R. A.; Howard, A.D. (2002). The Case for Rainfall on a Warm, Wet Early Mars. ''J. Geophys. Res.,'' '''107'''(E11), 5111, {{doi|10.1029/2001JE001505}}.</ref> Южное полушарие было покрыто огромными реками и озёрами,<ref>Malin, M.C.; Edgett, K.S. (2003). Evidence for Persistent Flow and Aqueous Sedimentation on Early Mars. ''Science,'' '''302'''(1931), {{doi|10.1126/science.1090544}}.</ref><ref>Irwin, R.P. ''et al.'' (2002). A Large Paleolake Basin at the Head of Ma’adim Vallis, Mars. ''Science,'' '''296,''' 2209; {{doi|10.1126/science.1071143}}.</ref>, а низко-лежащие равнины северного полушария могли быть дном океана.<ref>Clifford, S.M.; Parker, T.J. (2001). The Evolution of the Martian Hydrosphere: Implications for the Fate of a Primordial Ocean and the Current State of the Northern Plains. ''Icarus,'' '''154,''' 40–79.</ref><ref name=Achille10>Di Achille, G.; Hynek, B.M. (2010). Ancient Ocean on Mars Supported by Global Distribution of Deltas and Valleys. ''Nature Geoscience,'' 1–5, {{doi|10.1038/NGEO891}}.</ref> Множественные [[Вулканизм|извержения вулканов]], происходившие в регионе [[Тарсис (Марс)]], создали большое число вулканических образований на поверхности и выбросили в атмосферу большое количество газов.<ref name=CarrHead10 /> [[Выветривание]] поверхностных пород привело к разнообразию [[Глинистые минералы|глинистых минералов]], формирующихся в химических условиях, способствующих образованию [[Микроорганизмы|микробной жизни]].<ref name=Bibring06>Bibring, J.-P. ''et al.'' (2006). Global Mineralogical and Aqueous Mars History Derived from OMEGA/Mars Express Data. ''Science,'' '''312'''(400), {{doi|10.1126/science.1122659}}.</ref><ref>Bishop, J.L. ''et al.'' (2008). Phyllosilicate Diversity and Past Aqueous Activity Revealed at Mawrth Vallis, Mars. ''Science,'' '''321'''(830), {{doi|10.1126/science.1159699}}.</ref>
Территории, сформировавшиеся в нойскую эру - основные посадочные площадки [[Посадочный модуль|космических аппаратов]], целью которых является поиск [[Фоссилии|ископаемых остатков]] для доказательства существования [[Внеземная цивилизация|жизни]] на Марсе.<ref>Grotzinger, J. (2009). Beyond Water on Mars. ''Nature Geoscience,'' '''2,''' 231-233, {{doi|10.1038/ngeo480}}.</ref><ref>Grant, J.A. et al. (2010). The Science Process for Selecting the Landing Site for the 2011 Mars Science Laboratory. ''Planet. Space Sci.,'' [in press], {{doi|10.1016/j.pss.2010.06.016}}. http://www.geo.utep.edu/pub/hurtado/planetary/lectures/week8/papers2/grant_etal_2010_pss_mslsiteselection.pdf.</ref> В нойскую эру [[Атмосфера|атмосфера]] Марса была более плотной, чем в настоящее время. Климат, вероятно, был достаточно теплым для выпадения осадков в виде дождя.<ref name=CraddockHoward02>Craddock, R. A.; Howard, A.D. (2002). The Case for Rainfall on a Warm, Wet Early Mars. ''J. Geophys. Res.,'' '''107'''(E11), 5111, {{doi|10.1029/2001JE001505}}.</ref> Южное полушарие было покрыто огромными реками и озёрами,<ref>Malin, M.C.; Edgett, K.S. (2003). Evidence for Persistent Flow and Aqueous Sedimentation on Early Mars. ''Science,'' '''302'''(1931), {{doi|10.1126/science.1090544}}.</ref><ref>Irwin, R.P. ''et al.'' (2002). A Large Paleolake Basin at the Head of Ma’adim Vallis, Mars. ''Science,'' '''296,''' 2209; {{doi|10.1126/science.1071143}}.</ref>, а низко-лежащие равнины северного полушария могли быть дном океана.<ref>Clifford, S.M.; Parker, T.J. (2001). The Evolution of the Martian Hydrosphere: Implications for the Fate of a Primordial Ocean and the Current State of the Northern Plains. ''Icarus,'' '''154,''' 40–79.</ref><ref name=Achille10>Di Achille, G.; Hynek, B.M. (2010). Ancient Ocean on Mars Supported by Global Distribution of Deltas and Valleys. ''Nature Geoscience,'' 1–5, {{doi|10.1038/NGEO891}}.</ref> Множественные [[Вулканизм|извержения вулканов]], происходившие в регионе [[Тарсис (Марс)]], создали большое число вулканических образований на поверхности и выбросили в атмосферу большое количество газов.<ref name=CarrHead10 /> [[Выветривание]] поверхностных пород привело к образованию разнообразных [[Глинистые минералы|глинистых минералов]] (филлосиликатов), формирующихся в химических условиях, способствующих образованию [[Микроорганизмы|микробной жизни]].<ref name=Bibring06>Bibring, J.-P. ''et al.'' (2006). Global Mineralogical and Aqueous Mars History Derived from OMEGA/Mars Express Data. ''Science,'' '''312'''(400), {{doi|10.1126/science.1122659}}.</ref><ref>Bishop, J.L. ''et al.'' (2008). Phyllosilicate Diversity and Past Aqueous Activity Revealed at Mawrth Vallis, Mars. ''Science,'' '''321'''(830), {{doi|10.1126/science.1159699}}.</ref>


==Хронология и стратиграфия==
==Описание и происхождение названия==
===Описание и происхождение названия===


Период был назван Нойским после обнаружения [[:en:Noachis Terra|Земли Ноахис]], усыпанного кратерами нагорья к западу от [[Эллада (Марс)|равнины Эллада]]. Поверхности, относящиеся к Нойскому периоду, очень холмистые и складчатые в большом масштабе (>100 метров) и внешне напоминают лунные нагорья. В землях Ноахис расположено множество перекрывающихся в несколько слоёв старых кратеров. Плотность крупных ударных кратеров здесь очень высока - порядка 400 кратеров, диаметром более 8&nbsp;км, на миллион км<sup>2</sup>.<ref>Strom, R.G.; Croft, S.K.; Barlow, N.G. (1992) The Martian Impact Cratering Record in ''Mars,'' H.H. Kieffer ''et al.,'' Eds.; University of Arizona Press: Tucson, AZ, pp. 383–423.</ref> Образования времен Нойской эры занимают приблизительно 40% всей марсианской поверхности;<ref>Barlow, N.G. (2010). What We Know about Mars from Its Impact Craters. ''Geol. Soc. Am. Bull.,'''''122'''(5/6), 644–657.</ref> они встречаются в основном в южных нагорьях планеты, но также представлены и большими территориями на севере - такими как [[:en:Tempe Terra|Земля Темпе]] и [[Земля Ксанфа]].<ref>Scott, D.H.; Tanaka, K.L. (1986). Geologic Map of the Western Equatorial Region of Mars. U.S. Geological Survey Miscellaneous Investigations Series Map I–1802–A.</ref><ref>Greeley, R.; Guest, J.E. (1987). Geologic Map of the Eastern Equatorial Region of Mars. U.S. Geological Survey Miscellaneous Investigations Series Map I–1802–B.</ref>
Период был назван нойским после обнаружения [[:en:Noachis Terra|земли Ноахис]] - усыпанного кратерами нагорья к западу от [[Эллада (Марс)|равнины Эллада]]. Поверхности, относящиеся к нойскому периоду, очень холмистые и складчатые в большом масштабе (>100 метров) и внешне напоминают лунные нагорья. В землях Ноахис расположено множество перекрывающихся в несколько слоёв старых кратеров. Плотность крупных ударных кратеров здесь очень высока - порядка 400 кратеров, диаметром более 8&nbsp;км, на миллион км<sup>2</sup>.<ref>Strom, R.G.; Croft, S.K.; Barlow, N.G. (1992) The Martian Impact Cratering Record in ''Mars,'' H.H. Kieffer ''et al.,'' Eds.; University of Arizona Press: Tucson, AZ, pp. 383–423.</ref> Образования времен нойской эры занимают приблизительно 40% всей марсианской поверхности;<ref>Barlow, N.G. (2010). What We Know about Mars from Its Impact Craters. ''Geol. Soc. Am. Bull.,'''''122'''(5/6), 644–657.</ref> они встречаются в основном в южных нагорьях планеты, но также представлены и большими территориями на севере - такими как [[:en:Tempe Terra|Земля Темпе]] и [[Земля Ксанфа]].<ref>Scott, D.H.; Tanaka, K.L. (1986). Geologic Map of the Western Equatorial Region of Mars. U.S. Geological Survey Miscellaneous Investigations Series Map I–1802–A.</ref><ref>Greeley, R.; Guest, J.E. (1987). Geologic Map of the Eastern Equatorial Region of Mars. U.S. Geological Survey Miscellaneous Investigations Series Map I–1802–B.</ref>


<center>
<timeline>
<timeline>
ImageSize = width:800 height:50
ImageSize = width:800 height:50
Строка 33: Строка 35:
text:Пренойская from:start till:-4100 color:prenoachicol
text:Пренойская from:start till:-4100 color:prenoachicol
</timeline>
</timeline>
</center>
<center><small>Геологическая история Марса (Миллионы лет назад)</small></center>
<center><small>Геологическая история Марса (Миллионы лет назад)</small></center>


==Временные границы и подпериоды==
===Временные границы и эпохи===
Во многих частях планеты верхнюю часть образований Нойского периода перекрывают равнины с меньшим количеством кратеров, заполненных [[Трапп|траппами]]. Они напоминают [[Лунное море|лунные моря]]. Эти равнины появились в Гесперийский период. Нижняя стратиграфическая граница Нойского периода формально не определена. Изначально период был предложен для охвата всех геологических образований на Марсе с момента образования коры 4500 миллионов лет назад.<ref name=ScottCarr78>Scott, D.H.; Carr, M.H. (1978). Geologic Map of Mars. U.S. Geological Survey Miscellaneous Investigations Series Map I-1083.</ref><ref>McCord, T.M. ''et al.'' (1980). Definition and Characterization of Mars Global Surface Units: Preliminary Unit Maps. 11th Lunar and Planetary Science Conference: Houston: TX, abstract #1249, pp. 697-699. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc1980/pdf/1249.pdf.</ref> Однако, работы Герберта Фрея в NASA с использованием данных, полученных [[:en:Mars Orbital Laser Altimeter|высотомером MOLA]], показали, что под южными нагорьями Марса скрывается большое число котловин, возраст которых больше, чем видимые поверхности Нойского периода, в том числе и [[Эллада (Марс)|равнины Эллада]]. Он предложил определить начало Нойского периода появлением равнины Эллада. Если Фрей прав, то большое число коренных пород в марсианских нагорьях относятся к Пренойскому периоду, и их возраст превышает 4100 миллионов лет.<ref>Frey, H.V. (2003). Buried Impact Basins and the Earliest History of Mars. Sixth International Conference on Mars, Abstract #3104. http://www.lpi.usra.edu/meetings/sixthmars2003/pdf/3104.pdf.</ref>
Во многих частях планеты верхнюю часть образований нойского периода перекрывают равнины с меньшим количеством кратеров, заполненных [[Трапп|траппами]]. Они напоминают [[Лунное море|лунные моря]]. Эти равнины появились в Гесперийский период. Нижняя стратиграфическая граница нойского периода формально не определена. Изначально период был предложен для охвата всех геологических образований на Марсе с момента образования коры 4500 миллионов лет назад.<ref name=ScottCarr78>Scott, D.H.; Carr, M.H. (1978). Geologic Map of Mars. U.S. Geological Survey Miscellaneous Investigations Series Map I-1083.</ref><ref>McCord, T.M. ''et al.'' (1980). Definition and Characterization of Mars Global Surface Units: Preliminary Unit Maps. 11th Lunar and Planetary Science Conference: Houston: TX, abstract #1249, pp. 697-699. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc1980/pdf/1249.pdf.</ref> Однако, работы Герберта Фрея в NASA с использованием данных, полученных [[:en:Mars Orbital Laser Altimeter|высотомером MOLA]], показали, что под южными нагорьями Марса скрывается большое число котловин, возраст которых больше, чем видимые поверхности нойского периода, в том числе и [[Эллада (Марс)|равнины Эллада]]. Он предложил определить начало нойского периода появлением равнины Эллада. Если Фрей прав, то большое число коренных пород в марсианских нагорьях относятся к пренойскому периоду, и их возраст превышает 4100 миллионов лет.<ref>Frey, H.V. (2003). Buried Impact Basins and the Earliest History of Mars. Sixth International Conference on Mars, Abstract #3104. http://www.lpi.usra.edu/meetings/sixthmars2003/pdf/3104.pdf.</ref>


Нойская геологическая система подразделяется на три хроностратиграфических [[:en:Series (stratigraphy)|отдела]]: Нижненойский, Средненойский и Верхненойский. Отделы были определены по референтам (участкам планеты, обладающим отличительными признаками определенного геологического эпизода – например, имеющих одинаковый возраст кратеров или стратиграфическую позицию). Так, референтом Верхненойского отдела является ровная, лежащая между кратерами, территория к востоку от [[Равнина Аргир|равнины Аргир]]. Более старые слои, лежащие под данной равниной, обладают более неровным ландшафтом и покрыты кратерами и принадлежат к Средненойскому отделу.<ref name=Tanaka86 /><ref name=Masson90>Masson, P. (1991). The Martian Stratigraphy—Short Review and Perspectives. ''Space Science. Reviews.,'' '''56,''' 9–12.</ref> Геологические эпохи, соответствующие вышеперечисленным стратиграфическим отделам соответственно называются ранней Нойской, средней Нойской и поздней Нойской [[Геологическая эпоха|эпохой]]. Следует отметить, что эпоха является частью геологического периода - два этих термина не являются синонимами в формальной стратиграфии.
Нойская геологическая система подразделяется на три хроностратиграфических [[:en:Series (stratigraphy)|отдела]]: нижненойский, средненойский и верхненойский. Отделы были определены по референтам (участкам планеты, обладающим отличительными признаками определенного геологического эпизода – например, имеющих одинаковый возраст кратеров или стратиграфическую позицию). Так, референтом верхненойского отдела является ровная, лежащая между кратерами, территория к востоку от [[Равнина Аргир|равнины Аргир]]. Более старые слои, лежащие под данной равниной, обладают более неровным ландшафтом и покрыты кратерами и принадлежат к средненойскому отделу.<ref name=Tanaka86 /><ref name=Masson90>Masson, P. (1991). The Martian Stratigraphy—Short Review and Perspectives. ''Space Science. Reviews.,'' '''56,''' 9–12.</ref> Геологические эпохи, соответствующие вышеперечисленным стратиграфическим отделам соответственно называются ранней нойской, средней нойской и поздней нойской [[Геологическая эпоха|эпохой]]. Следует отметить, что эпоха является частью геологического периода - два этих термина не являются синонимами в формальной стратиграфии.


<center>
<timeline>
<timeline>
ImageSize = width:800 height:50
ImageSize = width:800 height:50
Строка 63: Строка 67:


</timeline>
</timeline>
</center>
<center><small>Noachian Epochs (Millions of Years Ago)</small><ref name=NimmoTanaka05>Nimmo, F.; Tanaka, K. (2005). Early Crustal Evolution of Mars. Annu. Rev. ''Earth Planet. Sci.,'' '''33,''' 133–161.</ref></center>
<center><small>Noachian Epochs (Millions of Years Ago)</small><ref name=NimmoTanaka05>Nimmo, F.; Tanaka, K. (2005). Early Crustal Evolution of Mars. Annu. Rev. ''Earth Planet. Sci.,'' '''33,''' 133–161.</ref></center>


Для описания Марсианской геологической истории была использована разработанная применительно к Земле стратиграфическая терминология. Но сейчас становится очевидным, что она обладает множеством недочетов. Она будет дополнена или полностью переписана как только появятся новые, более полные данные.<ref>Tanaka, K.L. (2001). The Stratigraphy of Mars: What We Know, Don't Know, and Need to Do. 32nd Lunar and Planetary Science Conference, Abstract #1695. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2001/pdf/1695.pdf.</ref> (В качестве примера такой альтернативы можно привести шкалу историю минералов, приведенную ниже). Несомненно необходимым для более полного понимания марсианской истории и хронологии является Получение радиометрических возрастов и образцов поверхностных образований.<ref>Carr, 2006, p. 41.</ref>
Для описания Марсианской геологической истории была использована разработанная применительно к Земле стратиграфическая терминология. Но сейчас становится очевидным, что она обладает множеством недочетов. Она будет дополнена или полностью переписана как только появятся новые, более полные данные<ref>Tanaka, K.L. (2001). The Stratigraphy of Mars: What We Know, Don't Know, and Need to Do. 32nd Lunar and Planetary Science Conference, Abstract #1695. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2001/pdf/1695.pdf.</ref> (в качестве примера такой альтернативы можно привести шкалу историю минералов, приведенную ниже). Несомненно необходимым для более полного понимания марсианской истории и хронологии является получение радиометрических возрастов и образцов поверхностных образований.<ref>Carr, 2006, p. 41.</ref>

==Марс в нойский период==
[[Image:AncientMars.jpg|left|thumb|240px|Художественное видение влажного климата на Марсе. На изображении присутствуют признаки позднего гесперийского периода (каналы), т.е. изображение не является точным. Тем не менее, в остальном вид планеты из космоса мог быть похожим. В частности, следует обратить внимание на наличие гигантского океана в северном полушарии (верхний левый угол) и моря на [[Эллада (Марс)|равнине Эллада]] (нижний правый угол).]]
В отличие от более поздних периодов, нойский период отличается высокой частотой импактных событий, высоким уровнем эрозии, формирования долин, вулканической активности и выветривания поверхностных пород с образованием обильных филлосиликатов ([[Глинистые минералы|глинистых минералов]]). Эти процессы повлияли на появление влажного и (как минимум, в определенные периоды времени) теплого климата на планете.<ref name=CarrHead10 />

===Образование ударных кратеров===
4000 миллионов лет ударные кратеры образовывались на Луне в 500 раз чаще, чем сейчас.<ref>Carr, 2006, p. 23.</ref> На Марсе в нойскую эру кратеры размером около 100 км возникали каждый миллион лет,<ref name=CarrHead10 /> частота же возникновения меньших кратеров экспоненциально больше.<ref>The size-distribution of Earth-crossing asteroids greater than 100 m in diameter follows an inverse power-law curve of form N = kD<sup>-2.5</sup>, where N is the number of asteroids larger than diameter D. (Carr, 2006, p. 24.). Asteroids with smaller diameters are present in much greater numbers than asteroids with large diameters.</ref> При таком высоком уровне импактной активности в коре должны были появиться разломы глубиной до нескольких километров.<ref>Davis, P.A.; Golombek, M.P. (1990). Discontinuities in the Shallow Martian Crust at Lunae, Syria, and Sinai Plana. ''J. Geophys. Res.,'' '''95'''(B9), 14,231–14,248.</ref>, кроме того, толстый слой вулканических выбросов должен был покрыть поверхность планеты. Сильные удары небесных тел должны были оказать сильное влияние на климат, поскольку столкновения с небесными телами приводили к выбросам большое количество горячего пепла, который нагревал атмосферу и поверхность до высоких температур.<ref>Segura, T.L. ''et al.'' (2002). Environmental Effects of Large Impacts on Mars. ''Science,'' '''298,''' 1977; {{doi|10.1126/science.1073586}}.</ref> Высокая частота импактных событий вероятно сыграла существенную роль в исчезновении ранней атмосферы Марса путем импактной эрозии.<ref>Melosh, H.J.; Vickery, A.M. (1989). Impact Erosion of the Primordial Martian Atmosphere. ''Nature,'' '''338,''' 487–489.</ref>
[[Image:Branched Channels from Viking.jpg|right|thumb|240px|Разветвленная сеть [[:en:Warrego Valles|долин Варрего]], снятая орбитальным аппаратом "Викинг". Сети долин, подобных этой, являются основным доказательством [[Поверхностный дренаж|поверхностного дренажа]] поверхности раннего Марса.<ref>Carr, 2006, p. 138, Fig. 6.23.</ref>]]
Как и на Луне частые удары небесных тел образовали зоны пролома коренных пород и [[Брекчия|брекчии]] в верхней коре, называемые [[Реголит|мегареголитами]]. By analogy with the Moon, frequent impacts produced a zone of fractured [[bedrock]] and [[breccia]]s in the upper crust called the [[regolith|megaregolith]].<ref name=Squyresetal92>Squyres, S.W.; Clifford, S.M.; Kuzmin, R.O.; Zimbelman, J.R.; Costard, F.M. (1992). Ice in the Martian Regolith in ''Mars,'' H.H. Kieffer ''et al.,'' Eds.; University of Arizona Press: Tucson, AZ, pp. 523-554.</ref> Высокая [[пористость]] и [[проницаемость горной породы]] мегарегалитов привела к глубокому проникновению [[Подземные воды|подземных вод]]. Тепло, созданное ударами небесных тел, в совокупности с наличием подземных вод привело к созданию [[Гидротермальные процессы|гидротермальных систем]], которые могли быть использованы [[Термофилы|термофильными]] [[Микроорганизмы|микроорганизмами]], если таковые существовали на Марсе. Компьютерное моделирование распространения тепла и жидкости в коре древнего Марса показало, что жизненный цикл геотермальных систем мог существовать от сотен тысяч до миллионов лет с момента импактного события.<ref>Abramov, O.; Kring, D.A. (2005). Impact-Induced Hydrothermal Activity on Early Mars. ''J. Geophys. Res.,'' '''110,''' E12S09, {{doi|10.1029/2005JE002453}}.</ref>

===Эрозия и сети долин===
Большинство кратеров нойского периода сильно потрепаны - их диски эродированы, а сами они заполнены осадочными породами. Такое состояние кратеров нойской эпохи в сравнении с расположенными вблизи кратерами гесперийской эры, чей возраст больше всего-лишь на несколько миллионов лет, говорит о том, что уровень эрозии в нойскую эру был существенно выше (в 1000 - 100000 раз<ref>Golombek, M.P.; Bridges, N.T. (2000). Climate Change on Mars Inferred from Erosion Rates at the Mars Pathfinder Landing Site. Fifth International Conference on Mars, 6057.</ref>), чем в последующие эры.<ref name=CarrHead10 /> Наличие частично эродированной поверхности в южных нагорьях показывает, что в нойский период было эродировано до 1&nbsp;км поверхностных образований. Такой высокий уровень эрозии (тем не менее, в разы меньший, чем на Земле) предполагает гораздо более теплый условия окружающей среды, чем сейчас.<ref name=Andrews-Hanna11>Andrews‐Hanna, J. C., and K. W. Lewis (2011). Early Mars hydrology: 2. Hydrological evolution in the Noachian and Hesperian epochs, J. Geophys. Res., 116, E02007, {{doi|10.1029/2010JE003709}}.</ref>

Причиной высокого уровня эрозии в нойскую эру могли служить [[атмосферные осадки]] и [[поверхностный дренаж]].<ref name =CraddockHoward02 /><ref>Craddock, R.A.; Maxwell, T.A. (1993). Geomorphic Evolution of the Martian Highlands through Ancient Fluvial Processes. ''J. Geophys. Res.,'' '''98'''(E2), 3453–3468.</ref> Множество (но не все) территории Марса, принадлежащие нойскому периоду, покрыты [[:en:Valley networks (Mars)|сетями долин]].<ref name=CarrHead10 /> Сети долин - это разветвленные системы долин, напоминающие [[Бассейн водоёма|бассейны водоёмов]]. И хотя причина их появления (дождевая эрозия, размытие грунтовыми водами или таяние снега) до сих пор обсуждается, в другие периоды марсианской геологической истории такие сети долин редки, что говорит об уникальных климатических условиях нойской эры.

В южных нагорьях были определены как минимум две фазы образования сетей долин. Долины, сформированные в период ранней и средней нойских эпох
At least two separate phases of valley network formation have been identified in the southern highlands. Valleys that formed in the Early to Mid Noachian show a dense, well-integrated pattern of tributaries that closely resemble [[Drainage system (geomorphology)|drainage patterns]] formed by rainfall in desert regions of Earth. Younger valleys from the Late Noachian to Early Hesperian commonly have only a few stubby tributaries with interfluvial regions (upland areas between tributaries) that are broad and undissected. These characteristics suggest that the younger valleys were formed mainly by [[groundwater sapping]]. If this trend of changing valley morphologies with time is real, it would indicate a change in climate from a relatively wet and warm Mars, where rainfall was occasionally possible, to a colder and more arid world where rainfall was rare or absent.<ref>Harrison, K. P.; Grimm, R.E. (2005). Groundwater-Controlled Valley Networks and the Decline of Surface Runoff on Early Mars. ''J. Geophys. Res.,'' '''110,''' E12S16, {{doi|10.1029/2005JE002455}}.</ref>
[[Image:Eberswalde delta plain25.jpg|left|thumb|240px|Delta in Eberswalde Crater, seen by [[Mars Global Surveyor]].]]
[[Image:Gale Sediment Layers PIA12508.jpg|right|thumb|240px|Layers of phyllosilicates and sulfates exposed in sediment mound within Gale Crater ([[HiRISE]]).]]

===Lakes and oceans===
Water draining through the valley networks ponded in the low-lying interiors of craters and in the regional hollows between craters to form large lakes. Over 200 Noachian lake beds have been identified in the southern highlands, some as large as [[Lake Baikal]] or the [[Caspian Sea]] on Earth.<ref>Fassett, C.I.; Head, J.W. (2008). Valley Network-Fed, Open-Basin Lakes on Mars: Distribution and Implications for Noachian Surface and Subsurface Hydrology. ''Icarus,'' '''198,''' 37–56.</ref> Many Noachian craters show channels entering on one side and exiting on the other. This indicates that large lakes had to be present inside the crater at least temporarily for the water to reach a high enough level to breach the opposing crater rim. [[River delta|Deltas]] or [[alluvial fan|fans]] are commonly present where a valley enters the crater floor. Particularly striking examples occur in [[Eberswalde Crater]], [[Holden (lunar crater)|Holden Crater]], and in [[Nili Fossae]] region ([[Jezero (crater)|Jezero Crater]]). Other large craters (e.g., [[Gale (crater)|Gale Crater]]) show finely layered, interior deposits or mounds that probably formed from sediments deposited on lake bottoms.<ref name=CarrHead10 />

Much of the northern hemisphere of Mars lies about 5&nbsp;km lower in elevation than the southern highlands.<ref>Carr, 2006, p. 160.</ref> This [[Martian dichotomy|dichotomy]] has existed since the Pre-Noachian.<ref>Carr, 2006, p. 78.</ref> Water draining from the southern highlands during the Noachian would be expected to pool in the northern hemisphere, forming an ocean (Oceanus Borealis<ref>Baker, V. R.; Strom, R. G.; Gulick, V. C.; Kargel, J. S.; Komatsu, G. (1991). Ancient Oceans, Ice Sheets and the Hydrological Cycle on Mars. ''Nature,'' '''352,''' 589–594.</ref>). Unfortunately, the existence and nature of a Noachian ocean remains uncertain because subsequent geologic activity has erased much of the [[Geomorphology|geomorphic]] evidence.<ref name=CarrHead10 /> The traces of several possible Noachian- and Hesperian-aged shorelines have been identified along the dichotomy boundary,<ref>Parker, T. J., Saunders, R. S.; Schneeberger, D. M. (1989). Transitional Morphology in the West Deuteronilus Mensae Region of Mars: Implications for Modification of the Lowland/Upland Boundary. ''Icarus,'' '''82,''' 111–145.</ref><ref>Fairén, A. G., Dohm, J. M., Baker, V. R., de Pablo, M. A., Ruiz, J., Ferris, J., Anderson, R. M. (2003). Episodic flood inundations of the northern plains of Mars. Icarus, 165, 53-67</ref> but this evidence has been challenged.<ref>Malin, M.; Edgett, K. (1999). Oceans or Seas in the Martian Northern Lowlands: High Resolution Imaging Tests of Proposed Coastlines. ''Geophys. Res. Lett.'' '''26,''' 3049–3052.</ref><ref>Ghatan, G. J.; Zimbelman, J. R. (2006) Paucity of Candidate Coastal Constructional Landforms Along Proposed Shorelines on Mars: Implications for a Northern Lowlands-Filling Ocean. ''Icarus,'' '''185,''' 171–196 (2006).</ref> Paleoshorelines mapped within [[Hellas Planitia]], along with other geomorphic evidence, suggest that large, ice-covered lakes or a sea covered the interior of the Hellas basin during Noachian time.<ref>Moore, J.M.; Wilhelms, D.E. (2001). Hellas as a Possible Site of Ancient Ice-Covered Lakes on Mars. ''Icarus,'' '''154,''' 258–276.</ref> In 2010, researchers used the global distribution of deltas and valley networks to argue for the existence of a Noachian shoreline in the northern hemisphere.<ref name=Achille10 /> Despite the paucity of geomorphic evidence, if Noachian Mars had a large inventory of water and warm conditions, as suggested by other lines of evidence, then large bodies of water would have almost certainly accumulated in regional lows such as the northern lowland basin and Hellas.<ref name=CarrHead10 />

===Volcanism===
The Noachian was also a time of intense volcanic activity, most of it centered in the [[Tharsis]] region.<ref name=CarrHead10 /> The bulk of the Tharsis bulge is thought to have accumulated by the end of the Noachian Period.<ref>Phillips, R.J. ''et al.'' (2001). Ancient Geodynamics and Global-Scale Hydrology on Mars. ''Science,'' '''291,''' 2587-2591.</ref> The growth of Tharsis probably played a significant role in producing the planet's atmosphere and the weathering of rocks on the surface. By one estimate, the Tharsis bulge contains around 300 million km<sup>3</sup> of igneous material. Assuming the magma that formed Tharsis contained [[carbon dioxide]] (CO<sub>2</sub>) and water vapor in percentages comparable to that observed in Hawaiian [[basalt]]ic [[lava]], then the total amount of gases released from Tharsis [[magma]]s could have produced a 1.5-bar CO<sub>2</sub> atmosphere and a global layer of water 120 m deep.<ref name=CarrHead10 />
[[File:Noachian Clays PIA11732.jpg|right|thumb|300px|Four outcroppings of Lower Noachian rocks showing spectral signatures of mineral alteration by water. ([[CRISM]] and [[HiRISE]] images from the [[Mars Reconnaissance Orbiter]])]]
Extensive [[volcanism]] also occurred in the cratered highlands outside of the Tharsis region, but little [[geomorphology|geomorphologic]] evidence remains because surfaces have been intensely reworked by impact.<ref name=CarrHead10 /> [[Infrared spectrometry|Spectral]] evidence from orbit indicates that highland rocks are primarily [[basalt]]ic in composition, consisting of the [[mineral]]s [[pyroxene]], [[plagioclase feldspar]], and [[olivine]].<ref>Mustard, J.F. et al. (2005). Olivine and Pyroxene Diversity in the Crust of Mars. ''Science,'' '''307,''' 1594–1597.</ref> Rocks examined in the [[Columbia Hills (Mars)|Columbia Hills]] by the [[Mars Exploration Rover]] (MER) [[Spirit rover|''Spirit'']] may be typical of Noachian-aged highland rocks across the planet.<ref>Carr, 2006, p. 16-17.</ref> The rocks are mainly degraded [[basalt]]s with a variety of textures indicating severe fracturing and [[breccia]]tion from impact and alteration by hydrothermal fluids. Some of the Columbia Hills rocks may have formed from [[pyroclastic flows]].<ref name=CarrHead10 />

===Weathering products===
The abundance of olivine in Noachian-aged rocks is significant because olivine rapidly weathers to [[clay mineral]]s ([[phyllosilicate]]s) when exposed to water. Therefore, the presence of olivine suggests that prolonged water erosion did not occur globally on early Mars. However, spectral and stratigraphic studies of Noachian [[outcrop]]pings from orbit indicate that olivine is mostly restricted to rocks of the Upper (Late) Noachian Series.<ref name=CarrHead10 /> In many areas of the planet (most notably [[Nili Fossae]] and [[Mawrth Vallis]]), subsequent erosion or impacts have exposed older Pre-Noachian and Lower Noachian units that are rich in phyllosilicates.<ref>Carter J.; Poulet F.; Ody A.; Bibring J.-P.; Murchie S. (2011). Global Distribution, Composition and Setting of Hydrous Minerals on Mars: A Reappraisal. 42nd Lunar and Planetary Science Conference, LPI: Houston, TX, abstract #2593. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2011/pdf/2593.pdf.</ref><ref>Rogers, A. D.; Fergason. R.L. (2011). Regional-Scale Stratigraphy of Surface Units in Tyrrhena and Iapygia Terrae, Mars: Insights into Highland Crustal Evolution and Alteration History. ''J. Geophys. Res.,'' '''116'''(E08005), {{doi|10.1029/2010JE003772}}.</ref> Phyllosilicates require a water-rich, [[alkaline]] environment to form. In 2006, researchers using the OMEGA instrument on the [[Mars Express]] spacecraft proposed a new Martian era called the Phyllocian, corresponding to the Pre-Noachian/Early Noachian in which surface water and [[Aqueous solution|aqueous]] weathering was common. Two subsequent eras, the Theiikian and Siderikian, were also proposed.<ref name=Bibring06 /> The Phyllocian era correlates with the age of early valley network formation on Mars. It is thought that deposits from this era are the best candidates in which to search for evidence of past life on the planet.

<timeline>
ImageSize = width:800 height:50
PlotArea = left:15 right:15 bottom:20 top:5
AlignBars = early

Period = from:-4500 till:0
TimeAxis = orientation:horizontal
ScaleMajor = unit:year increment:500 start:-4500
ScaleMinor = unit:year increment:100 start:-4500

Colors =
id:sidericol value:rgb(1,0.4,0.3)
id:theiicol value:rgb(1,0.2,0.5)
id:phyllocol value:rgb(0.7,0.4,1)

PlotData=
align:center textcolor:black fontsize:8 mark:(line,black) width:25 shift:(0,-5)

text:Siderikian from:-3500 till:0 color:sidericol
text:Theiikian from:-4000 till:-3500 color:theiicol
text:Phyllocian from:start till:-4000 color:phyllocol
</timeline>


== Примечания ==
== Примечания ==
⚫
{{примечания|3}}
<!-- Смотрите в [[Википедия:Сноски]] примеры использования тэгов <ref> </ref> -->
⚫
{{примечания}}


==Литература==
==Литература==

Версия от 20:49, 30 апреля 2014

Карта рельефа Земли Ноахис - типичного образования времен нойской эры, полученная с помощью высотомера MOLA. Обратите внимение на внешнее сходство с лунными высокогорьями. Цвета обозначают высоту: красный - самые высокие точки, сине-фиолетовый - самые низкие. Синий участок в правом нижнем углу - северо-западная часть гигантской равнины Эллада.

Нойская эра — ранний период геологический истории Марса, характеризующийся высоким уровнем метеоритных,а также астероидных бомбардировок и наличием большого количества поверхностных вод[1]. Абсолютный геологический возраст эры точно не определён, но вероятно он соответствует донектарскому периоду Луны и раннеимбрийскому периоду Земли[2]4100 – 3700 миллионов лет назад в интервал времени, называемый поздней тяжелой бомбардировкой[3]. Огромные кратеры на Луне и Марсе сформировались именно в этот период. По времени нойская эра приблизительно совпадает с земными Катархейским и ранним Архейским эонами, в которые на Земле вероятно появились первые формы жизни.[4]

Территории, сформировавшиеся в нойскую эру - основные посадочные площадки космических аппаратов, целью которых является поиск ископаемых остатков для доказательства существования жизни на Марсе.[5][6] В нойскую эру атмосфера Марса была более плотной, чем в настоящее время. Климат, вероятно, был достаточно теплым для выпадения осадков в виде дождя.[7] Южное полушарие было покрыто огромными реками и озёрами,[8][9], а низко-лежащие равнины северного полушария могли быть дном океана.[10][11] Множественные извержения вулканов, происходившие в регионе Тарсис (Марс), создали большое число вулканических образований на поверхности и выбросили в атмосферу большое количество газов.[3] Выветривание поверхностных пород привело к образованию разнообразных глинистых минералов (филлосиликатов), формирующихся в химических условиях, способствующих образованию микробной жизни.[12][13]

Хронология и стратиграфия

Описание и происхождение названия

Период был назван нойским после обнаружения земли Ноахис - усыпанного кратерами нагорья к западу от равнины Эллада. Поверхности, относящиеся к нойскому периоду, очень холмистые и складчатые в большом масштабе (>100 метров) и внешне напоминают лунные нагорья. В землях Ноахис расположено множество перекрывающихся в несколько слоёв старых кратеров. Плотность крупных ударных кратеров здесь очень высока - порядка 400 кратеров, диаметром более 8 км, на миллион км2.[14] Образования времен нойской эры занимают приблизительно 40% всей марсианской поверхности;[15] они встречаются в основном в южных нагорьях планеты, но также представлены и большими территориями на севере - такими как Земля Темпе и Земля Ксанфа.[16][17]

Нойская эраГесперийская эраАмазонийская эра
Геологическая история Марса (Миллионы лет назад)

Временные границы и эпохи

Во многих частях планеты верхнюю часть образований нойского периода перекрывают равнины с меньшим количеством кратеров, заполненных траппами. Они напоминают лунные моря. Эти равнины появились в Гесперийский период. Нижняя стратиграфическая граница нойского периода формально не определена. Изначально период был предложен для охвата всех геологических образований на Марсе с момента образования коры 4500 миллионов лет назад.[18][19] Однако, работы Герберта Фрея в NASA с использованием данных, полученных высотомером MOLA, показали, что под южными нагорьями Марса скрывается большое число котловин, возраст которых больше, чем видимые поверхности нойского периода, в том числе и равнины Эллада. Он предложил определить начало нойского периода появлением равнины Эллада. Если Фрей прав, то большое число коренных пород в марсианских нагорьях относятся к пренойскому периоду, и их возраст превышает 4100 миллионов лет.[20]

Нойская геологическая система подразделяется на три хроностратиграфических отдела: нижненойский, средненойский и верхненойский. Отделы были определены по референтам (участкам планеты, обладающим отличительными признаками определенного геологического эпизода – например, имеющих одинаковый возраст кратеров или стратиграфическую позицию). Так, референтом верхненойского отдела является ровная, лежащая между кратерами, территория к востоку от равнины Аргир. Более старые слои, лежащие под данной равниной, обладают более неровным ландшафтом и покрыты кратерами и принадлежат к средненойскому отделу.[2][21] Геологические эпохи, соответствующие вышеперечисленным стратиграфическим отделам соответственно называются ранней нойской, средней нойской и поздней нойской эпохой. Следует отметить, что эпоха является частью геологического периода - два этих термина не являются синонимами в формальной стратиграфии.

Noachian Epochs (Millions of Years Ago)[22]

Для описания Марсианской геологической истории была использована разработанная применительно к Земле стратиграфическая терминология. Но сейчас становится очевидным, что она обладает множеством недочетов. Она будет дополнена или полностью переписана как только появятся новые, более полные данные[23] (в качестве примера такой альтернативы можно привести шкалу историю минералов, приведенную ниже). Несомненно необходимым для более полного понимания марсианской истории и хронологии является получение радиометрических возрастов и образцов поверхностных образований.[24]

Марс в нойский период

Художественное видение влажного климата на Марсе. На изображении присутствуют признаки позднего гесперийского периода (каналы), т.е. изображение не является точным. Тем не менее, в остальном вид планеты из космоса мог быть похожим. В частности, следует обратить внимание на наличие гигантского океана в северном полушарии (верхний левый угол) и моря на равнине Эллада (нижний правый угол).

В отличие от более поздних периодов, нойский период отличается высокой частотой импактных событий, высоким уровнем эрозии, формирования долин, вулканической активности и выветривания поверхностных пород с образованием обильных филлосиликатов (глинистых минералов). Эти процессы повлияли на появление влажного и (как минимум, в определенные периоды времени) теплого климата на планете.[3]

Образование ударных кратеров

4000 миллионов лет ударные кратеры образовывались на Луне в 500 раз чаще, чем сейчас.[25] На Марсе в нойскую эру кратеры размером около 100 км возникали каждый миллион лет,[3] частота же возникновения меньших кратеров экспоненциально больше.[26] При таком высоком уровне импактной активности в коре должны были появиться разломы глубиной до нескольких километров.[27], кроме того, толстый слой вулканических выбросов должен был покрыть поверхность планеты. Сильные удары небесных тел должны были оказать сильное влияние на климат, поскольку столкновения с небесными телами приводили к выбросам большое количество горячего пепла, который нагревал атмосферу и поверхность до высоких температур.[28] Высокая частота импактных событий вероятно сыграла существенную роль в исчезновении ранней атмосферы Марса путем импактной эрозии.[29]

Разветвленная сеть долин Варрего, снятая орбитальным аппаратом "Викинг". Сети долин, подобных этой, являются основным доказательством поверхностного дренажа поверхности раннего Марса.[30]

Как и на Луне частые удары небесных тел образовали зоны пролома коренных пород и брекчии в верхней коре, называемые мегареголитами. By analogy with the Moon, frequent impacts produced a zone of fractured bedrock and breccias in the upper crust called the megaregolith.[31] Высокая пористость и проницаемость горной породы мегарегалитов привела к глубокому проникновению подземных вод. Тепло, созданное ударами небесных тел, в совокупности с наличием подземных вод привело к созданию гидротермальных систем, которые могли быть использованы термофильными микроорганизмами, если таковые существовали на Марсе. Компьютерное моделирование распространения тепла и жидкости в коре древнего Марса показало, что жизненный цикл геотермальных систем мог существовать от сотен тысяч до миллионов лет с момента импактного события.[32]

Эрозия и сети долин

Большинство кратеров нойского периода сильно потрепаны - их диски эродированы, а сами они заполнены осадочными породами. Такое состояние кратеров нойской эпохи в сравнении с расположенными вблизи кратерами гесперийской эры, чей возраст больше всего-лишь на несколько миллионов лет, говорит о том, что уровень эрозии в нойскую эру был существенно выше (в 1000 - 100000 раз[33]), чем в последующие эры.[3] Наличие частично эродированной поверхности в южных нагорьях показывает, что в нойский период было эродировано до 1 км поверхностных образований. Такой высокий уровень эрозии (тем не менее, в разы меньший, чем на Земле) предполагает гораздо более теплый условия окружающей среды, чем сейчас.[34]

Причиной высокого уровня эрозии в нойскую эру могли служить атмосферные осадки и поверхностный дренаж.[7][35] Множество (но не все) территории Марса, принадлежащие нойскому периоду, покрыты сетями долин.[3] Сети долин - это разветвленные системы долин, напоминающие бассейны водоёмов. И хотя причина их появления (дождевая эрозия, размытие грунтовыми водами или таяние снега) до сих пор обсуждается, в другие периоды марсианской геологической истории такие сети долин редки, что говорит об уникальных климатических условиях нойской эры.

В южных нагорьях были определены как минимум две фазы образования сетей долин. Долины, сформированные в период ранней и средней нойских эпох At least two separate phases of valley network formation have been identified in the southern highlands. Valleys that formed in the Early to Mid Noachian show a dense, well-integrated pattern of tributaries that closely resemble drainage patterns formed by rainfall in desert regions of Earth. Younger valleys from the Late Noachian to Early Hesperian commonly have only a few stubby tributaries with interfluvial regions (upland areas between tributaries) that are broad and undissected. These characteristics suggest that the younger valleys were formed mainly by groundwater sapping. If this trend of changing valley morphologies with time is real, it would indicate a change in climate from a relatively wet and warm Mars, where rainfall was occasionally possible, to a colder and more arid world where rainfall was rare or absent.[36]

Файл:Eberswalde delta plain25.jpg
Delta in Eberswalde Crater, seen by Mars Global Surveyor.
Layers of phyllosilicates and sulfates exposed in sediment mound within Gale Crater (HiRISE).

Lakes and oceans

Water draining through the valley networks ponded in the low-lying interiors of craters and in the regional hollows between craters to form large lakes. Over 200 Noachian lake beds have been identified in the southern highlands, some as large as Lake Baikal or the Caspian Sea on Earth.[37] Many Noachian craters show channels entering on one side and exiting on the other. This indicates that large lakes had to be present inside the crater at least temporarily for the water to reach a high enough level to breach the opposing crater rim. Deltas or fans are commonly present where a valley enters the crater floor. Particularly striking examples occur in Eberswalde Crater, Holden Crater, and in Nili Fossae region (Jezero Crater). Other large craters (e.g., Gale Crater) show finely layered, interior deposits or mounds that probably formed from sediments deposited on lake bottoms.[3]

Much of the northern hemisphere of Mars lies about 5 km lower in elevation than the southern highlands.[38] This dichotomy has existed since the Pre-Noachian.[39] Water draining from the southern highlands during the Noachian would be expected to pool in the northern hemisphere, forming an ocean (Oceanus Borealis[40]). Unfortunately, the existence and nature of a Noachian ocean remains uncertain because subsequent geologic activity has erased much of the geomorphic evidence.[3] The traces of several possible Noachian- and Hesperian-aged shorelines have been identified along the dichotomy boundary,[41][42] but this evidence has been challenged.[43][44] Paleoshorelines mapped within Hellas Planitia, along with other geomorphic evidence, suggest that large, ice-covered lakes or a sea covered the interior of the Hellas basin during Noachian time.[45] In 2010, researchers used the global distribution of deltas and valley networks to argue for the existence of a Noachian shoreline in the northern hemisphere.[11] Despite the paucity of geomorphic evidence, if Noachian Mars had a large inventory of water and warm conditions, as suggested by other lines of evidence, then large bodies of water would have almost certainly accumulated in regional lows such as the northern lowland basin and Hellas.[3]

Volcanism

The Noachian was also a time of intense volcanic activity, most of it centered in the Tharsis region.[3] The bulk of the Tharsis bulge is thought to have accumulated by the end of the Noachian Period.[46] The growth of Tharsis probably played a significant role in producing the planet's atmosphere and the weathering of rocks on the surface. By one estimate, the Tharsis bulge contains around 300 million km3 of igneous material. Assuming the magma that formed Tharsis contained carbon dioxide (CO2) and water vapor in percentages comparable to that observed in Hawaiian basaltic lava, then the total amount of gases released from Tharsis magmas could have produced a 1.5-bar CO2 atmosphere and a global layer of water 120 m deep.[3]

Four outcroppings of Lower Noachian rocks showing spectral signatures of mineral alteration by water. (CRISM and HiRISE images from the Mars Reconnaissance Orbiter)

Extensive volcanism also occurred in the cratered highlands outside of the Tharsis region, but little geomorphologic evidence remains because surfaces have been intensely reworked by impact.[3] Spectral evidence from orbit indicates that highland rocks are primarily basaltic in composition, consisting of the minerals pyroxene, plagioclase feldspar, and olivine.[47] Rocks examined in the Columbia Hills by the Mars Exploration Rover (MER) Spirit may be typical of Noachian-aged highland rocks across the planet.[48] The rocks are mainly degraded basalts with a variety of textures indicating severe fracturing and brecciation from impact and alteration by hydrothermal fluids. Some of the Columbia Hills rocks may have formed from pyroclastic flows.[3]

Weathering products

The abundance of olivine in Noachian-aged rocks is significant because olivine rapidly weathers to clay minerals (phyllosilicates) when exposed to water. Therefore, the presence of olivine suggests that prolonged water erosion did not occur globally on early Mars. However, spectral and stratigraphic studies of Noachian outcroppings from orbit indicate that olivine is mostly restricted to rocks of the Upper (Late) Noachian Series.[3] In many areas of the planet (most notably Nili Fossae and Mawrth Vallis), subsequent erosion or impacts have exposed older Pre-Noachian and Lower Noachian units that are rich in phyllosilicates.[49][50] Phyllosilicates require a water-rich, alkaline environment to form. In 2006, researchers using the OMEGA instrument on the Mars Express spacecraft proposed a new Martian era called the Phyllocian, corresponding to the Pre-Noachian/Early Noachian in which surface water and aqueous weathering was common. Two subsequent eras, the Theiikian and Siderikian, were also proposed.[12] The Phyllocian era correlates with the age of early valley network formation on Mars. It is thought that deposits from this era are the best candidates in which to search for evidence of past life on the planet.

Примечания

  1. ↑ Amos, Jonathan (10 September 2012). "Clays in Pacific Lavas Challenge Wet Early Mars Idea". BBC News.
  2. ↑ 1 2 Tanaka, K.L. (1986). The Stratigraphy of Mars. J. Geophys. Res., Seventeenth Lunar and Planetary Science Conference Part 1, 91(B13), E139–E158, doi:10.1029/JB091iB13p0E139. http://adsabs.harvard.edu/full/1986LPSC...17..139T.
  3. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 Carr, M.H.; Head, J.W. (2010). Geologic History of Mars. Earth Planet. Sci. Lett., 294, 185–203, doi:10.1016/j.espl.2009.06.042. http://www.planetary.brown.edu/pdfs/3438.pdf.
  4. ↑ Abramov, O.; Mojzsis, S.J. (2009). Microbial Habitability of the Hadean Earth During the Late Heavy Bombardment. Nature, 459, 419–422, doi:10.1038/nature08015.
  5. ↑ Grotzinger, J. (2009). Beyond Water on Mars. Nature Geoscience, 2, 231-233, doi:10.1038/ngeo480.
  6. ↑ Grant, J.A. et al. (2010). The Science Process for Selecting the Landing Site for the 2011 Mars Science Laboratory. Planet. Space Sci., [in press], doi:10.1016/j.pss.2010.06.016. http://www.geo.utep.edu/pub/hurtado/planetary/lectures/week8/papers2/grant_etal_2010_pss_mslsiteselection.pdf.
  7. ↑ 1 2 Craddock, R. A.; Howard, A.D. (2002). The Case for Rainfall on a Warm, Wet Early Mars. J. Geophys. Res., 107(E11), 5111, doi:10.1029/2001JE001505.
  8. ↑ Malin, M.C.; Edgett, K.S. (2003). Evidence for Persistent Flow and Aqueous Sedimentation on Early Mars. Science, 302(1931), doi:10.1126/science.1090544.
  9. ↑ Irwin, R.P. et al. (2002). A Large Paleolake Basin at the Head of Ma’adim Vallis, Mars. Science, 296, 2209; doi:10.1126/science.1071143.
  10. ↑ Clifford, S.M.; Parker, T.J. (2001). The Evolution of the Martian Hydrosphere: Implications for the Fate of a Primordial Ocean and the Current State of the Northern Plains. Icarus, 154, 40–79.
  11. ↑ 1 2 Di Achille, G.; Hynek, B.M. (2010). Ancient Ocean on Mars Supported by Global Distribution of Deltas and Valleys. Nature Geoscience, 1–5, doi:10.1038/NGEO891.
  12. ↑ 1 2 Bibring, J.-P. et al. (2006). Global Mineralogical and Aqueous Mars History Derived from OMEGA/Mars Express Data. Science, 312(400), doi:10.1126/science.1122659.
  13. ↑ Bishop, J.L. et al. (2008). Phyllosilicate Diversity and Past Aqueous Activity Revealed at Mawrth Vallis, Mars. Science, 321(830), doi:10.1126/science.1159699.
  14. ↑ Strom, R.G.; Croft, S.K.; Barlow, N.G. (1992) The Martian Impact Cratering Record in Mars, H.H. Kieffer et al., Eds.; University of Arizona Press: Tucson, AZ, pp. 383–423.
  15. ↑ Barlow, N.G. (2010). What We Know about Mars from Its Impact Craters. Geol. Soc. Am. Bull.,122(5/6), 644–657.
  16. ↑ Scott, D.H.; Tanaka, K.L. (1986). Geologic Map of the Western Equatorial Region of Mars. U.S. Geological Survey Miscellaneous Investigations Series Map I–1802–A.
  17. ↑ Greeley, R.; Guest, J.E. (1987). Geologic Map of the Eastern Equatorial Region of Mars. U.S. Geological Survey Miscellaneous Investigations Series Map I–1802–B.
  18. ↑ Scott, D.H.; Carr, M.H. (1978). Geologic Map of Mars. U.S. Geological Survey Miscellaneous Investigations Series Map I-1083.
  19. ↑ McCord, T.M. et al. (1980). Definition and Characterization of Mars Global Surface Units: Preliminary Unit Maps. 11th Lunar and Planetary Science Conference: Houston: TX, abstract #1249, pp. 697-699. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc1980/pdf/1249.pdf.
  20. ↑ Frey, H.V. (2003). Buried Impact Basins and the Earliest History of Mars. Sixth International Conference on Mars, Abstract #3104. http://www.lpi.usra.edu/meetings/sixthmars2003/pdf/3104.pdf.
  21. ↑ Masson, P. (1991). The Martian Stratigraphy—Short Review and Perspectives. Space Science. Reviews., 56, 9–12.
  22. ↑ Nimmo, F.; Tanaka, K. (2005). Early Crustal Evolution of Mars. Annu. Rev. Earth Planet. Sci., 33, 133–161.
  23. ↑ Tanaka, K.L. (2001). The Stratigraphy of Mars: What We Know, Don't Know, and Need to Do. 32nd Lunar and Planetary Science Conference, Abstract #1695. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2001/pdf/1695.pdf.
  24. ↑ Carr, 2006, p. 41.
  25. ↑ Carr, 2006, p. 23.
  26. ↑ The size-distribution of Earth-crossing asteroids greater than 100 m in diameter follows an inverse power-law curve of form N = kD-2.5, where N is the number of asteroids larger than diameter D. (Carr, 2006, p. 24.). Asteroids with smaller diameters are present in much greater numbers than asteroids with large diameters.
  27. ↑ Davis, P.A.; Golombek, M.P. (1990). Discontinuities in the Shallow Martian Crust at Lunae, Syria, and Sinai Plana. J. Geophys. Res., 95(B9), 14,231–14,248.
  28. ↑ Segura, T.L. et al. (2002). Environmental Effects of Large Impacts on Mars. Science, 298, 1977; doi:10.1126/science.1073586.
  29. ↑ Melosh, H.J.; Vickery, A.M. (1989). Impact Erosion of the Primordial Martian Atmosphere. Nature, 338, 487–489.
  30. ↑ Carr, 2006, p. 138, Fig. 6.23.
  31. ↑ Squyres, S.W.; Clifford, S.M.; Kuzmin, R.O.; Zimbelman, J.R.; Costard, F.M. (1992). Ice in the Martian Regolith in Mars, H.H. Kieffer et al., Eds.; University of Arizona Press: Tucson, AZ, pp. 523-554.
  32. ↑ Abramov, O.; Kring, D.A. (2005). Impact-Induced Hydrothermal Activity on Early Mars. J. Geophys. Res., 110, E12S09, doi:10.1029/2005JE002453.
  33. ↑ Golombek, M.P.; Bridges, N.T. (2000). Climate Change on Mars Inferred from Erosion Rates at the Mars Pathfinder Landing Site. Fifth International Conference on Mars, 6057.
  34. ↑ Andrews‐Hanna, J. C., and K. W. Lewis (2011). Early Mars hydrology: 2. Hydrological evolution in the Noachian and Hesperian epochs, J. Geophys. Res., 116, E02007, doi:10.1029/2010JE003709.
  35. ↑ Craddock, R.A.; Maxwell, T.A. (1993). Geomorphic Evolution of the Martian Highlands through Ancient Fluvial Processes. J. Geophys. Res., 98(E2), 3453–3468.
  36. ↑ Harrison, K. P.; Grimm, R.E. (2005). Groundwater-Controlled Valley Networks and the Decline of Surface Runoff on Early Mars. J. Geophys. Res., 110, E12S16, doi:10.1029/2005JE002455.
  37. ↑ Fassett, C.I.; Head, J.W. (2008). Valley Network-Fed, Open-Basin Lakes on Mars: Distribution and Implications for Noachian Surface and Subsurface Hydrology. Icarus, 198, 37–56.
  38. ↑ Carr, 2006, p. 160.
  39. ↑ Carr, 2006, p. 78.
  40. ↑ Baker, V. R.; Strom, R. G.; Gulick, V. C.; Kargel, J. S.; Komatsu, G. (1991). Ancient Oceans, Ice Sheets and the Hydrological Cycle on Mars. Nature, 352, 589–594.
  41. ↑ Parker, T. J., Saunders, R. S.; Schneeberger, D. M. (1989). Transitional Morphology in the West Deuteronilus Mensae Region of Mars: Implications for Modification of the Lowland/Upland Boundary. Icarus, 82, 111–145.
  42. ↑ Fairén, A. G., Dohm, J. M., Baker, V. R., de Pablo, M. A., Ruiz, J., Ferris, J., Anderson, R. M. (2003). Episodic flood inundations of the northern plains of Mars. Icarus, 165, 53-67
  43. ↑ Malin, M.; Edgett, K. (1999). Oceans or Seas in the Martian Northern Lowlands: High Resolution Imaging Tests of Proposed Coastlines. Geophys. Res. Lett. 26, 3049–3052.
  44. ↑ Ghatan, G. J.; Zimbelman, J. R. (2006) Paucity of Candidate Coastal Constructional Landforms Along Proposed Shorelines on Mars: Implications for a Northern Lowlands-Filling Ocean. Icarus, 185, 171–196 (2006).
  45. ↑ Moore, J.M.; Wilhelms, D.E. (2001). Hellas as a Possible Site of Ancient Ice-Covered Lakes on Mars. Icarus, 154, 258–276.
  46. ↑ Phillips, R.J. et al. (2001). Ancient Geodynamics and Global-Scale Hydrology on Mars. Science, 291, 2587-2591.
  47. ↑ Mustard, J.F. et al. (2005). Olivine and Pyroxene Diversity in the Crust of Mars. Science, 307, 1594–1597.
  48. ↑ Carr, 2006, p. 16-17.
  49. ↑ Carter J.; Poulet F.; Ody A.; Bibring J.-P.; Murchie S. (2011). Global Distribution, Composition and Setting of Hydrous Minerals on Mars: A Reappraisal. 42nd Lunar and Planetary Science Conference, LPI: Houston, TX, abstract #2593. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2011/pdf/2593.pdf.
  50. ↑ Rogers, A. D.; Fergason. R.L. (2011). Regional-Scale Stratigraphy of Surface Units in Tyrrhena and Iapygia Terrae, Mars: Insights into Highland Crustal Evolution and Alteration History. J. Geophys. Res., 116(E08005), doi:10.1029/2010JE003772.

Литература

  • Boyce, Joseph, M. (2008). The Smithsonian Book of Mars; Konecky & Konecky: Old Saybrook, CT, ISBN 978-1-58834-074-0
  • Carr, Michael, H. (2006). The Surface of Mars; Cambridge University Press: Cambridge, UK, ISBN 978-0-521-87201-0.
  • Hartmann, William, K. (2003). A Traveler’s Guide to Mars: The Mysterious Landscapes of the Red Planet; Workman: New York, ISBN 0-7611-2606-6.
  • Morton, Oliver (2003). Mapping Mars: Science, Imagination, and the Birth of a World; Picador: New York, ISBN 0-312-42261-X.
Источник — https://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=Нойский_период&oldid=62821932