A Mars geológiai idővonala

A bolygótudomány alapvető feladata annak meghatározása, hogy a bolygó felszíne hogyan változott az idők során. Ez információt ad a benne lezajló folyamatokról (földrengések, vulkánkitörések), és a kívülről ható folyamatokról (például aszteroidák zuhanása ). Ehhez meg kell határoznia az egyes felületek korát. A Földön ez könnyen megtehető, hiszen egymás felett elhelyezkedő kőzetrétegekhez lehet hozzáférni: nyilvánvaló, hogy minden mélyebb réteg idősebb, mint az előző; például a Grand Canyonban ezek sorrendje akár közvetlenül is megfigyelhető. Sztratigráfiának nevezzük azt a folyamatot, amely során a felszíni rétegek korát a köztük lévő arány alapján határozzuk meg . Ezenkívül a Földön egy kőzet kora közvetlenül is meghatározható radiometrikus kormeghatározással . De a Mars esetében csak az űrhajók által nyert anyagokból lehetséges a felszínét tanulmányozni .

A randevúzás a kráterek eloszlása ​​alapján

Mivel a Mars felszínéről készült felvételek legfigyelemreméltóbb jellemzője a kráterek nagy száma , a legnyilvánvalóbb a kráterek eloszlásán alapuló datálás: ki lehet indulni abból az általános feltevésből, hogy minél több kráter, annál idősebb a kőzet.

A ma elfogadott elmélet szerint a bolygók kisebb testek összetapadásával jöttek létre, amelyek ütköztek velük és hozzájárultak tömegükhöz. Mivel kezdetben kevesebb volt a nagy test, csak a kezdeti szakaszban ütköztek a bolygóval, majd csak kicsik maradtak, végül az ütközések gyakorlatilag teljesen megszűntek. Tehát durván szólva minél nagyobb a kráter, annál idősebb. Ennek megfelelően a kráterképződés 3 fő szakasza különböztethető meg [1] :

1. Kis és nagy kráterek keletkeznek.

2. Csak kis kráterek keletkeznek.

3. Általában szinte nem képződnek kráterek.

Ha nem lennének olyan folyamatok, amelyek megváltoztatják a Mars felszínét, akkor az egészet egyenletesen borítanák kisebb és nagyobb kráterek. De látható, hogy ez nem így van: több olyan terület van, ahol nagyszámú (több mint 300 km átmérőjű) kráter található, a déli félteke nagy részét csak kis kráterek borítják, és szinte nincsenek kráterek. az északi félteke fennmaradó felszínén. Ez alapján 3 időszakot szokás megkülönböztetni, amikor a Mars felszínének ezek a részei kialakultak [2] [3] :

Noah

A kifejezés Noé földjének nevéből származik . A keltezés a Hellas-medence , a Tharsis-felföld és a Mariner-völgyek 3,8-4,1 milliárd évvel ezelőtti kialakulásán alapul [4] .

Keveset tudunk arról, hogy mi történt a donoai időszakban . Csak azt állapították meg, hogy mágneses tér esetleges jelenléte és számos kozmikus testekkel való ütközés jellemezte, amelyek közül az egyik valószínűleg az ún. A Mars globális dichotómiája .

A Noach-korszakban nagy és kis kráterek intenzív kialakulása, völgyek kialakulása és erózió volt . Sebessége, bár gyorsabb, mint a későbbi időkben, még mindig sokkal alacsonyabb volt, mint a Föld leglassabb ilyen jellegű folyamatai. Az éghajlati viszonyok (legalábbis esetenként) kedveztek a folyók és más víztestek létezésének , valamint az időjárásnak , ami filoszilikátok kialakulásához vezetett . Szulfátok rakódtak le [5] . Mivel lehetetlen elképzelni olyan folyamatot, amelynek során csak a nagy kráterek törlődnek ki a felszínről, nyilvánvaló, hogy ennek az időszaknak a vége az a pillanat, amikor az összes krátert kitörölték és a felszínt kiegyenlítették [1] .

Hesperian

A Hesperian-fennsíkról kapta a nevét , 3,7-3 milliárd éve tartott [4] . A Noach-i és Hesperi-korszak fordulóján a völgyképződés, a mállás, az erózió és a kozmikus testekkel való ütközések intenzitása meredeken csökkent - csak a kicsik hullottak le, kis krátereket hagyva hátra [1] . A vulkáni folyamatok azonban meglehetősen aktívan folytatódtak a Hesper-korszakban , és a bolygó felszínének legalább 30%-át megváltoztatták. Az üvegházhatású gázok kibocsátása rövid távú felmelegedést, majd globális lehűlést okozott [8] . Kanyonok alakultak ki . Időnként súlyos áradások fordultak elő , amelyek kifolyási csatornákat képeztek . A többi vízfolyamat gyakorlatilag leállt (ami a krioszféra térfogatának növekedéséhez vezetett ), de nem teljesen, amit a szulfátok egyedi lerakódásai, talajban való jelenléte, valamint a már ekkor kialakult völgyhálózatok bizonyítanak . idő [5] .

Amazonas

Nevét az amazóniai síkságról kapta . Minden kráter kipusztulásával kezdődött, nyilvánvalóan vulkáni folyamatok eredményeként, mivel nem mindenhol fordultak elő, mint az eróziónál, hanem csak az északi félteke azon részén, ahol a nagy vulkánok vannak. található - Tharsis és Elysium régiói [1] . Intenzitásuk érezhetően (kb. 10-szeresére) csökkent, a terület többi részén pedig teljesen leálltak. A folyékony víz fokozatosan eltűnt a Mars felszínéről [4] , így az árvizek is megálltak, bár kismértékű epizodikus előfordulások egészen a közelmúltig (geológiai léptékű) előfordultak. Az eróziós és mállási folyamatok gyakorlatilag kihaltak. A kanyonok csak a földcsuszamlások miatt alakultak ki . A korszak fő megkülönböztető jegye a jég megjelenésével, felhalmozódásával és mozgásával kapcsolatos domborzati elemek kialakulása volt: sarki sapkák, vulkánok gleccserlerakódásai, nagy szélességi fokokon nagy mennyiségű jeges felszíni rétegek és szélességi sávok különböző formái. 30–55°-os, például karéjos hordalékszegélyek , sávos völgylerakódások és koncentrikus kráterlerakódások . A meredek lejtőkön lévő szakadékok nagy része is ebben az időszakban, annak meglehetősen késői korszakában alakult ki. Ugyanakkor ezen formák megjelenésének intenzitását nagy valószínűséggel a jég állapotában lévő víz jelenlétének stabilitásának a Mars forgástengelyének dőlésszögének változásától való függése [5] . A máig tartó amazóniai időszakban kráterek gyakorlatilag nem képződnek [1] .

A periódusok specifikus időhatárai meghatározhatók abból a feltételezésből kiindulva, hogy a Marson a kráterképződés intenzitása megegyezett a Holddal , és ehhez pontosabb kőzetdatálási módszerek alkalmazhatók [9] . Ez a feltételezés azonban természetesen nagy bizonytalansággal jár, és a megadott dátumokat csak hozzávetőlegesnek kell tekinteni. Egyes tudósok 2,5-2 milliárd évvel ezelőttre tolják el a heszperi és amazóniai időszak határát [4] [10] .

A Mars geológiai története (évmilliókkal ezelőtt) [4] [5]

Ásványi randevú

Lásd még

Jegyzetek

  1. ↑ 1 2 3 4 5 Caplinger, Mike A Mars felületeinek korának meghatározása . Hozzáférés dátuma: 2017. június 29. Az eredetiből archiválva : 2007. február 19.
  2. ↑ Scott, D. és M. Carr. A Mars geológiai térképe  : [ eng. ] . - Reston, Virginia, 1978. - P. I-1083. - (US Geological Survey Miscellaneous Investigations Series).
  3. ↑ Tanaka, KL The Stratigraphy of Mars  : [ eng. ] // A Tizenhetedik Hold- és Bolygótudományi Konferencia 1. rész, FOLYÓIRAT GEOFIZIKAI KUTATÁSI KÖZLEMÉNYEK. - 1986. - 1. évf. 91. szám, B13 (november 30.). - P.E139-E158.
  4. ↑ 1 2 3 4 5 M. Nikitin. Az élet eredete. Ködből sejtbe. - Moszkva: Alpina Kiadó, 2016. - 542 p. — (Primus).
  5. ↑ 1 2 3 4 Michael H. Carr, James W. Head. A Mars geológiai története  : [ eng. ] // Föld- és bolygótudományi levelek. - 2010. - T. 294, sz. 3-4 (június 1.). - S. 185-203. - doi : 10.1016/j.epsl.2009.06.042 .
  6. ↑ JMARS  . _ Java küldetés-tervezés és -elemzés a távérzékeléshez . Arizona Állami Egyetem. Letöltve: 2017. július 4. Az eredetiből archiválva : 2019. január 22.
  7. ↑ Tanaka, Kenneth L.; Scott, David H.; Greeley, Ronald. Globális rétegtan // Mars (A93-27852 09-91). - 1992. - P. 345-382. - Rizs. 1a, p. 352. - .
  8. ↑ Fej, JW; 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  : [ eng. ] // 42. Hold- és Bolygótudományi Konferencia (2011). – 2011.
  9. ↑ William K. Hartmann. Martian Cratering, 4, Mariner 9 A kráterezési időrend kezdeti elemzése  : [ eng. ] // Journal of Geophysical Research. - 1973. - T. 78, sz. 20. (július 10.). - S. 4096-4116. - doi : 10.1029/JB078i020p04096 .
  10. ↑ William K. Hartmann, Gerhard Neukum. Cratering Chronology and the Evolution of Mars: Proceedings of an ISSI Workshop, 2000. április 10–14., Bern, Svájc: [ eng. ]  / Reinald Kallenbach, Johannes Geiss, William K. Hartmann. - Springer Hollandia, 2001. - Vol. 12, I. A Mars és a Belső Naprendszer kronológiája. - P. 165-194. - (ISSI Space Sciences Series). - ISBN Nyomtatás: 978-90-481-5725-9, Online: 978-94-017-1035-0.

Irodalom

Linkek