Русская Википедия:Геологическая временная шкала Марса
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.
Датировка на основании распределения кратеров
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 была 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
Шаблон:Main Термин происходит от названия Шаблон:Нп5. В основе датировки — образование бассейна Эллада, нагорья Фарсида и долин Маринера 3,8-4,1 млрд лет назад[4].
О том, что происходило в донойский период, известно мало. Установлено только, что его характеризовало возможное наличие магнитного поля и многочисленные столкновения с космическими телами, одно из которых, вероятно, и повлекло за собой т.н. Шаблон:Нп5 Марса.
В течение нойского периода шло интенсивное образование как больших, так и маленьких кратеров, формирование долин и эрозия. Её темп, хотя и более высокий, чем в последующие времена, всё же был намного ниже относительно даже самых медленных процессов такого рода 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 была выровнена[1].
Гесперийский
Шаблон:Main Назван по Шаблон:Нп5, продолжался 3,7-3 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
Шаблон:Main Назван в честь Шаблон:Нп5. Начался со стирания всех кратеров, видимо, в результате вулканических процессов, поскольку они происходили не повсюду, как было бы при эрозии, 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 Шаблон:Нп5, Шаблон:Нп5 и Шаблон:Нп5. 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 нахождения воды в состоянии 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 учёные сдвигают границу между гесперийским и амазонийским периодами до времени 2,5—2 млрд лет назад[4][10].
<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:prenoachicol value:rgb(0.7,0.4,1) id:noachicol value:rgb(0.5,0.5,0.8) id:hespericol value:rgb(1,0.2,0.2) id:amazonicol value:rgb(1,0.5,0.2)
PlotData=
align:center textcolor:black fontsize:8 mark:(line,black) width:25 shift:(0,-5) text:Амазонийский from:-3000 till:0 color:amazonicol text:Гесперийский from:-3700 till:-3000 color:hespericol text:Нойский from:-4100 till:-3700 color:noachicol text:Донойский from:start till:-4100 color:prenoachicol
</timeline>
Минералогическая датировка
Геологическая карта Марса (2014)
См. также
Примечания
Литература
Ссылки
- Марс вчера и сегодня. Краткая хроника роботов-геологов // Geektimes
- Планета Марс; короткая жизнь (Евгений Харитонов, Livejournal)
