Геологическая временная шкала Марса

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску

Фундаментальной задачей планетологии является определение того, как поверхность планеты изменялась со временем. Это даёт информацию о процессах, как происходящих внутри неё (землетрясениях, извержениях вулканов), так и о действующих извне (например, падении астероидов). Для этого нужно определить возраст каждого участка поверхности. На Земле это легко сделать, имея доступ к слоям пород, расположенным один над другим: очевидно, что каждый более глубокий слой старше предыдущего; например, в Большом Каньоне их последовательность даже можно наблюдать непосредственно. Процесс определения возраста слоёв поверхности по соотношению между ними называется стратиграфией. Кроме того, на Земле возраст породы можно определить и напрямую методом радиометрического датирования. Но для Марса возможно изучать его поверхность лишь по материалам, полученным космическими аппаратами.

Изображение с камеры HiRISE, демонстрирующее закон суперпозиции[en], позволяющий определять относительный возраст участков поверхности: тёмные лавовые потоки находятся выше (то есть образовались позже) светлого более раннего слоя — поверхности в правой части, содержащей множество кратеров, а слой, образованный выбросами из кратера в центре, лежит выше их обоих, то есть является наиболее молодым образованием на данном снимке.

Датировка на основании распределения кратеров[править | править код]

Поскольку наиболее примечательной отличительной особенностью снимков поверхности Марса является большое число кратеров, наиболее очевидным представляется датирование на основании распределения кратеров: можно начать с общего предположения, что чем больше кратеров, тем старше порода.

Согласно принятой на сегодняшний день теории, планеты формировались путём аккреции более мелких тел, которые сталкивались с ними и вносили свой вклад в их массу. Поскольку крупных тел изначально было меньше, они соударялись с планетой лишь на начальном этапе, затем остались только мелкие и наконец, столкновения вообще практически прекратились. Так что, грубо говоря, чем больше кратер, тем он старше. Соответственно, можно выделить 3 основных этапа формирования кратеров [1]:

1. образуются крупные и мелкие кратеры

2. образуются только мелкие кратеры

3. вообще почти никаких кратеров не образуется

Если бы никаких процессов, изменяющих поверхность Марса, не происходило, вся она бы равномерно покрыта крупными и мелкими кратерами. Но можно видеть, что это не так: есть несколько областей с большим числом крупных (более 300 км диаметром) кратеров, большая часть южного полушария покрыта только мелкими кратерами, а на оставшейся поверхности северного полушария кратеров почти нет. На основании этого принято выделять 3 периода, когда сформировались эти участки поверхности Марса[2][3]:

Нойский[править | править код]

Термин происходит от названия земли Ноя[en]. В основе датировки — образование бассейна Эллада, плато Фарсида и долин Маринера 3,8-4,1 млрд лет назад[4]. О том, что происходило до этого, известно очень мало, помимо вероятного существования магнитного поля и многочисленных столкновений с космическими телами, в том числе повлекшем глобальную дихотомию[en]. В продолжение Нойского периода шло интенсивное образование как больших, так и маленьких кратеров, формирование долин и эрозия, темп которой, хотя и гораздо более высокий, нежели в последующие периоды, был намного ниже по сравнению с подобными процессами на Земле. Климатические условия по крайней мере эпизодически благоприятствовали существованию рек и других водоёмов, а также выветриванию, приводившему к образованию филлосиликатов. Происходило отложение сульфатов[5]. Поскольку невозможно представить себе процесс, за счёт которого с поверхности стирались бы только большие кратеры, очевидно, что окончание этого периода — момент, когда были стёрты все кратеры и поверхность выровнена[1].

Контакт[en] Нойской и Гесперийской систем. Гесперийские кряжистые равнины частично покрывают собой Нойские плато со множеством кратеров. Составное изображение из ИК-снимков спутника THEMIS[6], сделанное по образцу фото аппарата «Викинг»[7]

Гесперийский[править | править код]

Назван по Гесперийскому плато[en], продолжался от 3,7 до 3 млрд лет назад[4]. На рубеже Нойского и Гесперийского периодов резко упала интенсивность формирования долин, выветривания, эрозии и столкновений с космическими телами — происходили падения лишь небольших, оставлявших мелкие кратеры[1]. Однако довольно активно продолжались в Гесперийский период вулканические процессы, изменившие не менее 30 % поверхности планеты. Выбросы парниковых газов повлекли кратковременное потепление, сменившееся глобальным похолоданием[8]. Образовывались каньоны. Периодически случались сильные наводнения, сформировавшие каналы оттока; другие водные процессы практически прекратились (что привело к увеличению объёма криосферы), но не полностью, о чём свидетельствуют отдельные отложения сульфатов, их наличие в грунте, а также присутствие сетей долин, образовавшихся уже именно в это время[5].

Амазонийский[править | править код]

Назван в честь плато Амазония[en]. Начался со стирания всех кратеров, видимо, в результате вулканических процессов, поскольку они происходили не повсюду, как мог бы эрозионный процесс, а лишь на части северного полушария, причём именно той, где расположены крупные вулканы — районов Фарсида и Элизиум[1]. Их интенсивность заметно (примерно в 10 раз) снизилась, а на остальной территории они и вовсе прекратились. Жидкая вода постепенно исчезала с поверхности Марса[4], поэтому также прекратились и наводнения, хотя небольшие эпизодически случались вплоть до недавнего (в геологических масштабах) времени. Процессы эрозии и выветривания практически угасли. Развитие каньонов происходило уже только за счёт оползней. Главной отличительной особенностью периода стало формирование элементов рельефа, связанных с появлением, накоплением и движением льда: полярных шапок, ледниковых отложений на вулканах, поверхностных слоёв с большим содержанием льда в высоких широтах и различных форм в поясах на широтах 30—55°, таких как лопастные наносные окраины[en], полосные долинные отложения[en] и концентрические кратерные отложения[en]. Большая часть оврагов на крутых склонах также образовалась в этот период, в достаточно позднюю его эпоху. При этом на интенсивность появления этих форм, скорее всего, влияла зависимость стабильности состояния льда от изменения наклона оси вращения Марса[5]. В течение Амазонийского периода, продолжающегося и по настоящий день, кратеры практически не образуются[1].

Конкретные временные границы периодов можно определить, исходя из предположения, что интенсивность кратерообразования на Марсе была такой же, как на Луне, а для неё можно применить более точные методы датирования пород[9]. Однако, разумеется, это допущение влечёт за собой большую неопределённость, и указанные даты следует считать лишь приблизительными. Некоторые ученые сдвигают границу между Гесперийским и Амазонийским периодами до времени 2,5—2 млрд лет назад[4][10].

Нойская эраГесперийская эраАмазонийская эра
Геологическая история Марса (миллионы лет назад)[4][5]

Минералогическая датировка[править | править код]

См. также[править | править код]

Ссылки[править | править код]

Примечания[править | править код]

  1. 1 2 3 4 5 Caplinger, Mike Determining the age of surfaces on Mars. Проверено 29 июня 2017.
  2. Scott, D. and M. Carr. Geological map of Mars : [англ.]. — Reston, Virginia, 1978. — С. I-1083. — (U.S. Geological Survey Miscellaneous Investigations Series).
  3. Tanaka, K. L. The Stratigraphy of Mars : [англ.] // PROCEEDINGS OF THE Seventeenth Lunar and Planetary Science Conference Part 1, JOURNAL OF GEOPHYSICAL RESEARCH. — 1986. — Т. 91, № B13 (30 November). — С. E139-E158.
  4. 1 2 3 4 5 М. Никитин. Происхождение жизни. От туманности до клетки. — Москва: Альпина Паблишер, 2016. — 542 с. — (Primus).
  5. 1 2 3 4 Michael H.Carr, James W. Head. Geologic history of Mars : [англ.] // Earth and Planetary Science Letters. — 2010. — Т. 294, вып. 3-4 (1 June). — С. 185-203. — DOI:10.1016/j.epsl.2009.06.042.
  6. JMARS (англ.). Java Mission-planning and Analysis for Remote Sensing. Arizona State University.
  7. Tanaka, Kenneth L.; Scott, David H.; Greeley, Ronald. Global stratigraphy // Mars (A93-27852 09-91). — 1992. — С. 345-382. — Рис. 1a, с. 352. — Bibcode1992mars.book..345T.
  8. Head, J.W.; Wilson, L. Abstract #1214. — In: The Noachian-Hesperian Transition on Mars: Geological Evidence for a Punctuated Phase of Global Volcanism as a Key Driver in Climate and Atmospheric Evolution : [англ.] // 42nd Lunar and Planetary Science Conference (2011). — 2011.
  9. William K. Hartmann. Martian Cratering, 4, Mariner 9 initial analysis of cratering chronology : [англ.] // Journal of Geophysical Research. — 1973. — Т. 78, вып. 20 (10 July). — С. 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 April 2000, Bern, Switzerland : [англ.] / Reinald Kallenbach, Johannes Geiss, William K. Hartmann. — Springer Netherlands, 2001. — Vol. 12, I. Chronology of Mars and of the Inner Solar System. — P. 165—194. — (Space Sciences Series of ISSI). — ISBN Print: 978-90-481-5725-9, Online: 978-94-017-1035-0.