Русская Википедия:Нойский период

Материал из Онлайн справочника
Перейти к навигацииПерейти к поиску

Файл:Noachian Terrain.jpg
Карта рельефа Шаблон:Нп5 — типичного образования времен нойского периода, полученная с помощью высотомера MOLA. Обратите внимание 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.

Нойский период (Шаблон:Lang-en, от имени Ноя (Noah); транслитерация «ноахийский» — неверно) — ранний период геологический истории Марса, характеризующийся интенсивной метеоритно-астероидной бомбардировкой и обилием поверхностных вод[1]. Абсолютный геологический возраст периода точно не определён, но, вероятно, он соответствует донектарскому — раннеимбрийскому периодам геологической истории Луны[2], от 4,18—4,08 до 3,74—3,5 млрд лет назад[3], в интервал времени, называемый поздней тяжелой бомбардировкой[4]. Огромные кратеры на Луне и Марсе сформировались именно в этот период. По времени нойский период приблизительно совпадает с земными катархейским и ранним архейским эонами, в которые на Земле, вероятно, появились первые формы жизни.[5]

Ландшафты, сформировавшиеся в нойский период, — основные цели посадочных аппаратов, предназначенных для поиска ископаемых остатков гипотетической марсианской жизни.[6][7] В нойский период атмосфера Марса была плотнее, чем сейчас. Климат, вероятно, был достаточно теплым для выпадения осадков в виде дождя.[8] Южное полушарие было покрыто огромными реками и озёрами,[9][10], а низко лежащие равнины северного полушария могли быть дном океана.[11][12] Множественные извержения вулканов, происходившие в регионе Тарсис, создали много вулканических образований на поверхности и выбросили в атмосферу большое количество газов.[4] Выветривание поверхностных пород привело к образованию разнообразных глинистых минералов (филлосиликатов), формирующихся в химических условиях, способствующих образованию микробной жизни.[13][14]

Хронология и стратиграфия

Описание и происхождение названия

Название периода связано с Шаблон:Нп5 — древним усыпанным кратерами нагорьем к западу от равнины Эллада. Поверхности, относящиеся к нойскому периоду, очень холмистые и складчатые в большом масштабе (>100 метров), и внешне напоминают лунные материки. В земле Ноя расположено множество перекрывающихся в несколько слоёв старых кратеров. Плотность крупных ударных кратеров здесь очень высока — порядка 400 кратеров диаметром >8 км на миллион км2.[15] Образования времен нойского периода занимают приблизительно 40 % всей марсианской поверхности;[16] они встречаются в основном в южных нагорьях планеты, но также представлены и большими территориями на севере — такими, как Шаблон:Нп5 и земля Ксанфа.[17][18]

<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>

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.[19][20] Однако работы Герберта Фрея в NASA, с использованием данных, полученных высотомером MOLA, показали, что на южных нагорьях Марса скрывается много разрушенных ударных бассейнов, 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.[21]

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, имеющим 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][22] 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.

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

Period = from:-4100 till:-3700 TimeAxis = orientation:horizontal ScaleMajor = unit:year increment:100 start:-4100 ScaleMinor = unit:year increment:10 start:-4100

Colors= 

id:Enoachicol value:rgb(1,0.2,0.2)
id:Mnoachicol value:rgb(1,0.5,0.2)
id:Lnoachicol value:rgb(1,1,0.2)

PlotData= 

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

text:Поздняя_нойская_эпоха from:-3820 till:-3700 color:Lnoachicol
text:Средняя_нойская_эпоха from:-3930 till:-3820 color:Mnoachicol
text:Ранняя_нойская_эпоха from:start till:-3930 color:Enoachicol

</timeline>

Noachian Epochs (Millions of Years Ago)[23]

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[24] (в качестве примера такой альтернативы можно привести шкалу истории минералов, приведенную ниже). Несомненно необходимым для более полного понимания марсианской истории и хронологии является получение радиометрических возрастов и образцов поверхностных образований.[25]

Марс в нойский период

Файл:AncientMars.jpg
Художественное видение влажного климата на Марсе. На изображении присутствуют признаки позднего гесперийского периода (каналы), то есть 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 обильным образованием филлосиликатов (глинистых минералов). Эти процессы повлияли на появление влажного и (как минимум в определенные периоды времени) теплого климата на планете.[4]

Образование ударных кратеров

Судя по кратерам на поверхности Луны, 4 млрд лет тому назад образование ударных кратеров на твердых телах внутренней Солнечной системы шло в 500 раз интенсивнее, чем сейчас.[26] На Марсе в нойский период кратеры диаметром около Шаблон:Num возникали примерно раз в миллион лет,[4] частота же возникновения меньших кратеров экспоненциально выше.[27] При таком высоком уровне импактной активности в коре должны были появиться разломы глубиной до нескольких километров[28], 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 большого количества горячего пепла, который нагревал атмосферу и поверхность до высоких температур.[29] Высокая частота импактных событий, вероятно, сыграла существенную роль в исчезновении ранней атмосферы Марса путём импактной эрозии.[30]

Файл:Branched Channels from Viking.jpg
Разветвленная сеть Шаблон:Нп5, снятая орбитальным аппаратом «Викинг». Сети долин, подобных этой, являются основным доказательством поверхностного дренажа поверхности раннего Марса.[31]

Как и на Луне, частые удары небесных тел образовали зоны пролома коренных пород и брекчии в верхней коре, называемые мегареголитами.[32] Высокая пористость и проницаемость горной породы мегареголитов 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 длиться от сотен тысяч до миллионов лет с момента импактного события.[33]

Эрозия и сети долин

Большинство кратеров нойского периода сильно разрушены — их кромки эродированы, а сами они заполнены осадочными породами. Такое состояние кратеров нойской эры, в сравнении с расположенными вблизи кратерами гесперийского периода, чей возраст больше всего лишь на несколько миллионов лет, говорит о том, что уровень эрозии в нойском периоде был существенно выше (в 1000 — 100000 раз[34]), чем в последующие периоды.[4] 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, во много раз меньший, чем на Земле) предполагает гораздо более теплые условия окружающей среды, чем сейчас.[35]

Причиной высокого уровня эрозии в нойском периоде могли служить атмосферные осадки и поверхностный дренаж.[8][36] Множество (но не все) территорий Марса, принадлежащих нойскому периоду, покрыто сетями долин.[4] 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 нойского периода.

В южных нагорьях были определены как минимум две фазы образования сетей долин. Долины, сформированные в период ранней и средней нойских эпох, демонстрируют частую, хорошо развитую сеть притоков. Подобные речные системы формируются дождевыми водами в пустынных районах Земли.

<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

Шаблон:Примечания

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.

Шаблон:Марс

Партнерские ресурсы
Криптовалюты
Магазины
Хостинг
Разное

  1. ↑ Шаблон:Cite news
  2. ↑ 2,0 2,1 Tanaka, K.L. (1986). The Stratigraphy of Mars. J. Geophys. Res., Seventeenth Lunar and Planetary Science Conference Part 1, 91(B13), E139-E158, Шаблон:Doi. Шаблон:Bibcode.
  3. ↑ Ошибка цитирования Неверный тег <ref>; для сносок Tanaka_2012 не указан текст
  4. ↑ 4,0 4,1 4,2 4,3 4,4 4,5 Carr, M.H.; Head, J.W. (2010). Geologic History of Mars Шаблон:Wayback. Earth Planet. Sci. Lett., 294, 185—203, Шаблон:Doi.
  5. ↑ Abramov, O.; Mojzsis, S.J. (2009). Microbial Habitability of the Hadean Earth During the Late Heavy Bombardment. Nature, 459, 419—422, Шаблон:Doi.
  6. ↑ Grotzinger, J. (2009). Beyond Water on Mars. Nature Geoscience, 2, 231—233, Шаблон:Doi.
  7. ↑ 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], Шаблон:Doi. Шаблон:Cite web.
  8. ↑ 8,0 8,1 Craddock, R. A.; Howard, A.D. (2002). The Case for Rainfall on a Warm, Wet Early Mars. J. Geophys. Res., 107(E11), 5111, Шаблон:Doi.
  9. ↑ Malin, M.C.; Edgett, K.S. (2003). Evidence for Persistent Flow and Aqueous Sedimentation on Early Mars. Science, 302(1931), Шаблон:Doi.
  10. ↑ Irwin, R.P. et al. (2002). A Large Paleolake Basin at the Head of Ma’adim Vallis, Mars. Science, 296, 2209; Шаблон:Doi.
  11. ↑ 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.
  12. ↑ Di Achille, G.; Hynek, B.M. (2010). Ancient Ocean on Mars Supported by Global Distribution of Deltas and Valleys. Nature Geoscience, 1-5, Шаблон:Doi.
  13. ↑ Bibring, J.-P. et al. (2006). Global Mineralogical and Aqueous Mars History Derived from OMEGA/Mars Express Data. Science, 312(400), Шаблон:Doi.
  14. ↑ Bishop, J.L. et al. (2008). Phyllosilicate Diversity and Past Aqueous Activity Revealed at Mawrth Vallis, Mars. Science, 321(830), Шаблон:Doi.
  15. ↑ 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.
  16. ↑ Barlow, N.G. (2010). What We Know about Mars from Its Impact Craters. Geol. Soc. Am. Bull.,122(5/6), 644—657.
  17. ↑ 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.
  18. ↑ 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.
  19. ↑ Scott, D.H.; Carr, M.H. (1978). Geologic Map of Mars. U.S. Geological Survey Miscellaneous Investigations Series Map I-1083.
  20. ↑ 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 Шаблон:Wayback.
  21. ↑ 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 Шаблон:Wayback.
  22. ↑ Masson, P. (1991). The Martian Stratigraphy—Short Review and Perspectives. Space Science. Reviews., 56, 9-12.
  23. ↑ Nimmo, F.; Tanaka, K. (2005). Early Crustal Evolution of Mars. Annu. Rev. Earth Planet. Sci., 33, 133—161.
  24. ↑ 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 Шаблон:Wayback.
  25. ↑ Carr, 2006, p. 41.
  26. ↑ Carr, 2006, p. 23.
  27. ↑ 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.
  28. ↑ 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.
  29. ↑ Segura, T.L. et al. (2002). Environmental Effects of Large Impacts on Mars. Science, 298, 1977; Шаблон:Doi.
  30. ↑ Melosh, H.J.; Vickery, A.M. (1989). Impact Erosion of the Primordial Martian Atmosphere. Nature, 338, 487—489.
  31. ↑ Carr, 2006, p. 138, Fig. 6.23.
  32. ↑ 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.
  33. ↑ Abramov, O.; Kring, D.A. (2005). Impact-Induced Hydrothermal Activity on Early Mars. J. Geophys. Res., 110, E12S09, Шаблон:Doi.
  34. ↑ 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.
  35. ↑ 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, Шаблон:Doi.
  36. ↑ Craddock, R.A.; Maxwell, T.A. (1993). Geomorphic Evolution of the Martian Highlands through Ancient Fluvial Processes. J. Geophys. Res., 98(E2), 3453-3468.
Источник — http://wikihandbk.com/ruwiki/index.php?title=Русская_Википедия:Нойский_период&oldid=10486632