Геологічна історія Марса
Геологічну історію Марса на основі підрахунку кратерів поділяють на донойський час та три періоди: нойський, гесперійський та амазонський.
Термін походить від назви землі Ноя[en]. В основі датування — утворення басейна Еллада, плато Тарсис й долин Марінера 3,8—4,1 млрд років тому[1]. Про те, що відбувалося до цього, відомо дуже мало, крім ймовірного існування магнітного поля та численних зіткнень з космічними тілами, в тому числі й того, що викликало глобальну дихотомію[en]. Протягом нойського періоду відбувалося інтенсивне утворення як великих, так і малих кратерів, формування долин та ерозія, темп якої, хоча й був набагато вищим, ніж протягом наступних періодів, був набагато нижчим у порівнянні з подібними процесами на Землі. Кліматичні умови принаймні епізодично сприяли існуванню рік та інших водойм, а також вивітрюванню, яке призводило до утворення філосилікатів. Відбувалося відкладання сульфатів[2]. Оскільки неможливо уявити собі процес, за рахунок якого з поверхні стиралися б лише великі кратери, очевидно, що закінчення цього періоду — момент, коли були стерті всі кратери і поверхня вирівняна[3].
Назву отримав від Гесперійського плато, тривав від 3,7 до 3 млрд років тому[1]. На рубежі нойського та гесперійського періодів різко зменшилася інтенсивність формування долин, вивітрювання, ерозії та зіткнень з космічними тілами — відбувалися падіння лише невеликих об'єктів, які залишали малі кратери[3]. Однак протягом гесперійського періоду доволі активно продовжувалися вулканічні процеси, що змінили не менше 30 % поверхні планети. Викиди парникових газів спричинили короткочасне потепління, що змінилося глобальним похолоданням[6]. Утворилися каньйони. Періодично відбувалися сильні повіді, що сформували канали відтоку[en]; інші водні процеси практично припинилися (що призвело до збільшення об'єму кріосфери), але не повністю, про що свідчать окремі відклади сульфатів, їх наявність у ґрунті, а також наявність мереж долин[en], що утворилися вже саме в цей час[2].
Названий на честь Амазонської рівнини. Почався зі стирання всіх кратерів, мабуть, в результаті вулканічних процесів, оскільки вони відбувалися не всюди, як міг би ерозійний процес, а лише на частині північної півкулі, причому саме тій, де розташовані великі вулкани — районів Тарсис і Елізій[3]. Рідка вода поступово зникала з поверхні Марса[1], тому також припинилися й повіді, хоча невеликі епізодично відбувалися аж до недавнього (в геологічних масштабах) часу. Процеси ерозії та вивітрювання практично згасли. Розвиток каньйонів відбувався вже лише за рахунок зсувів. Головною характерною особливістю періоду стало формування елементів рельєфу, пов'язаних з появою, накопиченням і рухом льоду: полярних шапок, льодовикових відкладів на вулканах, поверхневих шарів з великим вмістом льоду у високих широтах і різних форм в поясах на широтах 30—55°, таких як лопасні наносні окраїни[en], смугові долинні відклади[en] та концентричні кратерні відклади[en]. Більша частина ярів на крутих схилах також утворилася в цей період, в достатньо пізню його епоху. При цьому на інтенсивність появи цих форм, скоріш за все, впливала залежність стабільності стану льоду від зміни нахилу осі обертання Марса[2]. Протягом амазонського періоду, що триває й досі, кратери практично не утворюються[3].
Конкретні часові межі періодів можна визначити, виходячи з припущення, що інтенсивність утворення кратерів на Марсі була такою ж, як на Місяці, а для нього можна застосувати точніші методи датування порід[7]. Однак, зрозуміло, що це припущення викликає велику невизначеність, і вказані дати слід вважати лише наближеними. Деякі вчені зміщують межу між гесперійським і амазонським періодами до часу 2,5—2 млрд років тому[1][8].
- ↑ а б в г д М. Никитин. Происхождение жизни. От туманности до клетки. — Москва : Альпина Паблишер, 2016. — 542 с. — (Primus) (рос.)
- ↑ а б в г Michael H.Carr, James W. Head. Geologic history of Mars // Earth and Planetary Science Letters. — 2010. — Т. 294, вип. 3—4 (06). — С. 185—203. — DOI:. Архівовано з джерела 29 січня 2013. Процитовано 2017-08-26. (англ.)
- ↑ а б в г Caplinger, Mike. Determining the age of surfaces on Mars. Архів оригіналу за 19 лютого 2007. Процитовано 29 червня 2017. (англ.)
- ↑ JMARS. Java Mission-planning and Analysis for Remote Sensing (англ.). Arizona State University. Архів оригіналу за 22 січня 2019. Процитовано 26 серпня 2017. (англ.)
- ↑ Tanaka, Kenneth L.; Scott, David H.; Greeley, Ronald. Global stratigraphy // Mars (A93-27852 09-91). — 1992. — С. 345-382. — Bibcode:. (рис. 1a, с. 352) (англ.)
- ↑ Head, J.W.; Wilson, L. The Noachian-Hesperian Transition on Mars: Geological Evidence for a Punctuated Phase of Global Volcanism as a Key Driver in Climate and Atmospheric Evolution // 42nd Lunar and Planetary Science Conference (2011). — 2011. (англ.)
- ↑ William K. Hartmann. Martian Cratering, 4, Mariner 9 initial analysis of cratering chronology // Journal of Geophysical Research. — 1973. — Vol. 78, iss. 20 (07). — P. 4096—4116. — DOI:. (англ.)
- ↑ William K. Hartmann , Gerhard Neukum. Cratering Chronology and the Evolution of Mars / Reinald Kallenbach, Johannes Geiss, William K. Hartmann. — Springer Netherlands, 2001. — Vol. 12. — P. 165—194. — (Space Sciences Series of ISSI) — ISBN Print: 978-90-481-5725-9, Online: 978-94-017-1035-0. (англ.)
- Марс вчера и сегодня. Краткая хроника роботов-геологов (Geektimes) [Архівовано 7 серпня 2016 у Wayback Machine.] (рос.)
- Планета Марс; короткая жизнь (Евгений Харитонов, Livejournal) [Архівовано 6 вересня 2017 у Wayback Machine.] (рос.)
- Tanaka K.L., Hartmann W.K. Chapter 15 – The Planetary Time Scale // The Geologic Time Scale / F. M. Gradstein, J. G. Ogg, M. D. Schmitz, G. M. Ogg. — Elsevier Science Limited, 2012. — P. 275–298. — ISBN 978-0-444-59425-9. — DOI:
