Noachian - Noachian
| Noachian | |
|---|---|
| 4100 - 3700 Ma | |
MOLA obarvená reliéfní mapa Noachis Terra , typové oblasti pro Noachian System. Všimněte si povrchní podobnosti s měsíční vysočinou . Barvy označují nadmořskou výšku, přičemž červená je nejvyšší a modrofialová nejnižší. Modrým prvkem vpravo dole je severozápadní část obří nárazové pánve Hellas .
| |
| Chronologie | |
| Členění | Brzy Noachian Střední Noachian |
| Informace o použití | |
| Nebeské tělo | Mars |
| Použité časové měřítko | Marťanský geologický časový plán |
| Definice | |
| Chronologická jednotka | Doba |
| Stratigrafická jednotka | Systém |
| Typová sekce | Noachis Terra |
Noachian je geologický systém a brzy doba na planetě Mars vyznačuje vysokou mírou meteoritu a asteroidem dopady a na možnou přítomnost bohaté povrchových vod . Absolutní věk v Noachian době není jisté, ale pravděpodobně odpovídá lunárního Pre-Nectarian na Early Imbrian období 4100 až 3700 před miliony let, během intervalu známý jako pozdní velké bombardování . V této době se vytvořilo mnoho velkých impaktních pánví na Měsíci a Marsu. Noachianské období je zhruba ekvivalentní zemským hadeanům a raným archeanským věkům, kdy pravděpodobně vznikly první formy života.
Terény Noachianova věku na Marsu jsou hlavními místy přistání kosmických lodí pro hledání fosilních důkazů života . Během Noachian byla atmosféra Marsu hustší než dnes a klima je možná dostatečně teplé, aby umožňovalo srážky. Na jižní polokouli byla velká jezera a řeky a nízko položené severní pláně mohl pokrývat oceán. V oblasti Tharsis došlo k rozsáhlému vulkanismu , který vytvořil obrovské množství sopečného materiálu ( boule Tharsis ) a uvolňoval do atmosféry velké množství plynů. Zvětráváním povrchových hornin vznikala rozmanitost jílových minerálů ( fylosilikáty ), které se vytvářely za chemických podmínek příznivých pro mikrobiální život .
Popis a původ názvu
Noachian systém a doba je pojmenována po Noachis Terra (rozsvícený „Land of Noaha “), což je silně krátery vysočiny oblast západně od Hellas pánve. Typu plocha na Noachian systému je v Noachis čtyřúhelník (MC-27), okolo 45 ° S 340 ° W / 45 ° J 340 ° Z . Ve velkém měřítku (> 100 m) jsou noachovské povrchy velmi kopcovité a členité, povrchově připomínající měsíční vysočinu . Noachianské terény se skládají z překrývajících se a vložených ejectových přikrývek mnoha starých kráterů. Běžné jsou také horské ráfkové materiály a vyvýšená sklepní skála z velkých nárazových pánví. (Viz například Anseris Mons .) Hustota počtu velkých impaktních kráterů je velmi vysoká, asi 400 kráterů má průměr větší než 8 km na milion km 2 . Jednotky ve věku Noachian pokrývají 45% povrchu Marsu; vyskytují se hlavně v jižních vysočinách planety, ale jsou také přítomny na velkých územích na severu, například v Tempe a Xanthe Terrae, Acheron Fossae a v okolí povodí Isidis ( Libya Montes ).
Noachova chronologie a stratigrafie
Marťanská časová období jsou založena na geologickém mapování povrchových jednotek ze snímků kosmických lodí . Povrchová jednotka je terén s výraznou texturou, barvou, albedem , spektrálními vlastnostmi nebo sadou reliéfů, které ji odlišují od ostatních povrchových jednotek, a je dostatečně velký na to, aby byl zobrazen na mapě. Mapátoři používají stratigrafický přístup propagovaný na počátku 60. let pro fotogeologické studie Měsíce . I když je povrchová jednotka založena na charakteristikách povrchu, není povrchem samotným ani skupinou reliéfů . Je to odvozená geologická jednotka (např. Formace ) představující listové, klínové nebo tabulkové těleso horniny, které je podkladem povrchu. Povrchovou jednotkou může být ložisko vysunutí kráteru, lávový proud nebo jakýkoli povrch, který může být reprezentován ve třech rozměrech jako diskrétní vrstva ohraničená nad nebo pod sousedními jednotkami (znázorněno vpravo). Pomocí principů, jako je superpozice (znázorněno vlevo), průřezové vztahy a vztah hustoty impaktního kráteru k věku, mohou geologové umístit jednotky do relativní věkové sekvence od nejstarších po nejmladší. Jednotky podobného věku jsou globálně seskupeny do větších časově stratigrafických ( chronostratigrafických ) jednotek, nazývaných systémy . Pro Mars jsou definovány tři systémy: Noachian, Hesperian a Amazonian. Geologické jednotky ležící pod (starší než) Noachian jsou neformálně označovány jako Pre-Noachian. Geologickým časovým ( geochronologickým ) ekvivalentem Noachianského systému je Noachianské období. Skalní nebo povrchové jednotky Noachianského systému byly vytvořeny nebo uloženy během Noachianského období.
Systém vs. období
| Segmenty hornin ( vrstev ) v chronostratigrafii | Období času v geochronologii | Poznámky (Mars) |
|---|---|---|
| Eonothem | Eon | nepoužito pro Mars |
| Erathem | Éra | nepoužito pro Mars |
| Systém | Doba | Celkem 3; 10 8 až 10 9 let na délku |
| Série | Epocha | Celkem 8; 10 7 až 10 8 let na délku |
| Etapa | Stáří | nepoužito pro Mars |
| Chronozone | Chron | menší než věk/stádium; nepoužívá časový harmonogram ICS |
Systém a období nejsou ve formální stratigrafické nomenklatuře zaměnitelné termíny, i když jsou v populární literatuře často zaměňovány. Systém je idealizovaný stratigrafický sloupec založený na fyzickém záznamu hornin typové oblasti (typové části) korelovaného s horninovými sekcemi z mnoha různých míst po celé planetě. Systém je nahoře i dole svázán vrstvami s výrazně odlišnými charakteristikami (na Zemi, obvykle indexové fosilie ), které naznačují dramatické (často náhlé) změny dominantní fauny nebo podmínek prostředí. (Viz například hranice mezi křídou a paleogenem .)
Na jakémkoli místě mohou skalní sekce v daném systému obsahovat mezery ( neshody ) analogické chybějícím stránkám v knize. Na některých místech horniny ze systému zcela chybí kvůli nedezpozici nebo pozdější erozi. Například skály křídového systému chybí ve velké části východního centrálního vnitrozemí Spojených států. Stále se tam však vyskytoval časový interval křídy (křídové období). Geologická perioda tedy představuje časový interval, ve kterém byly vrstvy systému uloženy, včetně jakéhokoli neznámého času přítomného v mezerách. Období se měří v letech, určeno radioaktivním datováním . Na Marsu nejsou k dispozici radiometrické věky kromě marťanských meteoritů, jejichž původ a stratigrafický kontext nejsou známy. Místo toho je absolutní věk na Marsu určen hustotou impaktního kráteru, která je do značné míry závislá na modelech tvorby kráterů v čase. V souladu s tím jsou data začátku a konce pro marťanská období nejistá, zejména pro hranici Hesperian/Amazonie, která může být omylem 2 nebo 3.
Hranice a členění
V mnoha oblastech planety je vrchol Noachianské soustavy překryt více řídce kráterovitými, vyvýšenými pláněmi, které jsou interpretovány jako obrovské záplavové čediče podobné složení měsíční marie . Tyto vyvýšené pláně tvoří základ mladšího Hesperianského systému (na obrázku vpravo). Dolní stratigrafická hranice Noachianského systému není formálně definována. Systém byl původně koncipován tak, aby zahrnoval skalní jednotky sahající až do vzniku kůry před 4500 miliony let. Práce Herberta Freye z Goddardova centra kosmických letů NASA s využitím údajů o orbitálním laserovém výškoměru Mars (MOLA) však naznačuje, že jižní vysočina Marsu obsahuje četné zakopané dopadové pánve (nazývané kvazikruhové prohlubně nebo QCD), které jsou starší než viditelné noachianské staré povrchy a které předcházejí nárazu Hellas. Navrhuje, aby Hellasův dopad označil základnu Noachianského systému. Pokud má Frey pravdu, pak velká část skalního podloží na marťanské vysočině má přednoachovský věk, který se datuje před více než 4100 miliony let.
Noachian System je rozdělen do tří chronostratigrafických řad : Lower Noachian, Middle Noachian a Upper Noachian. Série vychází z referentů nebo míst na planetě, kde povrchové jednotky indikují výraznou geologickou epizodu, rozpoznatelnou v čase kráterským věkem a stratigrafickou polohou. Například referent pro horní Noachian je oblast hladkých plání mezi krátery východně od povodí Argyre . Pláně leží (jsou mladší než) členitějším kráterovitým terénem středního Noachianu a pod ním (jsou starší než) méně kráterovitými, hřebenovými pláněmi řady Lower Hesperian. Odpovídajícími geologickými časovými (geochronologickými) jednotkami tří noachianských sérií jsou rané noachianské, střední noachianské a pozdně noachianské epochy . Všimněte si, že epocha je dělení období; tyto dva termíny nejsou ve formální stratigrafii synonymem.
Stratigrafické termíny jsou často matoucí pro geology i negeology. Jeden způsob, jak třídit obtížnosti je následující příklad: Můžete snadno jít do Cincinnati, Ohio a navštívit kámen výchoz v horní ordovik Series of Ordovician systému. Můžete tam dokonce sbírat zkamenělý trilobit . V období ordoviku však nemůžete navštívit epochu pozdního ordoviku a sbírat skutečného trilobita.
Pozemské schéma formální stratigrafické nomenklatury se na Marsu úspěšně používá již několik desetiletí, ale má mnoho nedostatků. Schéma se bezpochyby zpřesní nebo nahradí, jakmile bude k dispozici více a lepších údajů. (Jako alternativu viz níže mineralogickou časovou osu.) Získání radiometrického stáří na vzorcích z identifikovaných povrchových jednotek je zjevně nutné pro úplnější pochopení marťanské historie a chronologie.
Mars v období Noachian
Noachianské období se od pozdějších období liší vysokou mírou nárazů, erozí, tvorbou údolí, vulkanickou aktivitou a zvětráváním povrchových hornin za vzniku hojných fylosilikátů ( jílových minerálů ). Tyto procesy znamenají vlhčí globální klima s alespoň epizodickými teplými podmínkami.
Impaktní krátery
Záznam měsíčních kráterů naznačuje, že míra dopadů ve vnitřní sluneční soustavě před 4000 miliony let byla 500krát vyšší než dnes. Během Noachian se na Marsu každých milion let vytvořil asi jeden kráter o průměru 100 km, přičemž rychlost menších dopadů byla exponenciálně vyšší. Tak vysoké rychlosti nárazu by rozdrtily kůru do hloubky několika kilometrů a zanechaly by na povrchu planety silná ložiska ejecta . Velké dopady by hluboce ovlivnily klima uvolněním obrovského množství horkých ejektů, které zahřály atmosféru a povrch na vysoké teploty. Vysoká míra dopadu pravděpodobně hrála roli při odstraňování velké části rané atmosféry Marsu nárazovou erozí.
Analogicky s Měsícem způsobily časté nárazy v horní kůře zónu zlomeného podloží a brekcií zvanou megaregolit . Vysoká pórovitost a propustnost megaregolitu umožňovala hlubokou infiltraci podzemních vod . Teplo generované nárazem reagující s podzemní vodou produkovalo hydrotermální systémy s dlouhou životností, které mohly být využívány termofilními mikroorganismy , pokud nějaké existovaly. Počítačové modely transportu tepla a tekutin ve starověké marťanské kůře naznačují, že životnost hydrotermálního systému generovaného nárazem by mohla být stovky tisíc až miliony let po nárazu.
Erozní a údolní sítě
Většina velkých noachianských kráterů má opotřebovaný vzhled, s vysoce erodovanými okraji a interiéry plnými sedimentů. Degradovaný stav noachianských kráterů, ve srovnání s téměř nedotčeným vzhledem heserských kráterů jen o několik set milionů let mladších, naznačuje, že míry eroze byly v noachianských horách vyšší (přibližně 1000 až 100 000krát) než v následujících obdobích. Přítomnost částečně erodovaného (naleptaného) terénu v jižních vysočinách naznačuje, že během Noachianského období byl erodován až 1 km materiálu. Předpokládá se, že tyto vysoké míry eroze odrážejí vlhčí a možná i teplejší podmínky prostředí, přestože jsou stále nižší než průměrné pozemské rychlosti.
Vysoká míra eroze během Noachian mohla být způsobena srážkami a povrchovým odtokem . Mnoho (ale ne všechny) terény Noachianova věku na Marsu jsou hustě rozřezány údolními sítěmi . Údolní sítě jsou rozvětvené systémy údolí, které se povrchově podobají zemským povodím řek . Ačkoli se stále diskutuje o jejich hlavním původu (eroze srážek, srážení podzemních vod nebo tání sněhu), údolní sítě jsou v následných marťanských časových obdobích vzácné, což naznačuje jedinečné klimatické podmínky v noachianských dobách.
V jižní vysočině byly identifikovány nejméně dvě oddělené fáze tvorby údolní sítě. Údolí, která se vytvořila v raném až středním Noachian, vykazují hustý, dobře integrovaný vzor přítoků, které se velmi podobají drenážním vzorcům tvořeným srážkami v pouštních oblastech Země. Mladší údolí od pozdně noachianského do raného hesperiánského období mají obvykle jen několik podsaditých přítoků s mezipluhovými oblastmi (horské oblasti mezi přítoky), které jsou široké a neokoukané. Tyto charakteristiky napovídají, že mladší údolí byla tvořena převážně sapováním podzemních vod . Pokud je tento trend měnící se morfologie údolí s časem skutečný, znamenalo by to změnu klimatu z relativně vlhkého a teplého Marsu, kde bylo občas možné srážení, do chladnějšího a vyprahlejšího světa, kde byly srážky vzácné nebo žádné.
Jezera a oceány
Voda odtékající údolními sítěmi tápala v nízko položených interiérech kráterů a v regionálních prohlubních mezi krátery a vytvářela velká jezera. V jižní vysočině bylo identifikováno přes 200 lůžek Noachian, z nichž některé jsou velké jako Bajkal nebo Kaspické moře na Zemi. Mnoho kráterů Noachian ukazuje kanály, které na jedné straně vstupují a na druhé vystupují. To naznačuje, že uvnitř kráteru musela být alespoň dočasně přítomna velká jezera, aby voda dosáhla dostatečně vysoké úrovně, aby porušila protilehlý okraj kráteru. Delta nebo fanoušci jsou běžně přítomni tam, kde údolí vstupuje do podlahy kráteru. Zvláště zřetelné příklady se vyskytují v Eberswalde kráteru , Holden kráteru , a v Nili jamkami oblasti ( Lake Crater ). Jiné velké krátery (např. Kráter Gale ) vykazují jemně vrstvená vnitřní ložiska nebo mohyly, které pravděpodobně vznikly ze sedimentů uložených na dně jezer.
Velká část severní polokoule Marsu leží asi o 5 km výškově níže než jižní vysočina. Tato dichotomie existuje již od přednoachianského období. Očekává se, že voda odtékající z jižní vysočiny během Noachian se bude shromažďovat na severní polokouli a tvořit oceán (Oceanus Borealis). Existence a povaha Noachianského oceánu bohužel zůstává nejistá, protože následná geologická aktivita vymazala většinu geomorfických důkazů. Stopy několika možných břehů ve věku Noachian a Hesperian byly identifikovány podél hranice dichotomie, ale tento důkaz byl zpochybněn. Paleoshorelíny zmapované v Hellas Planitia , spolu s dalšími geomorfickými důkazy, naznačují, že vnitřek Hellasské pánve v období Noachian pokrývala velká ledová jezera nebo moře. V roce 2010 vědci použili globální distribuci delt a údolních sítí k argumentaci o existenci noachianského pobřeží na severní polokouli. Navzdory nedostatku geomorfických důkazů, kdyby měl Noachian Mars velký inventář vody a teplých podmínek, jak naznačují jiné linie důkazů, pak by se velké vodní plochy téměř jistě nahromadily v regionálních minimech, jako je severní nížinná pánev a Hellas.
Vulkanismus
Noachian byl také dobou intenzivní sopečné činnosti, většina z toho byla soustředěna v oblasti Tharsis . Předpokládá se, že většina boule Tharsis se nahromadila do konce Noachianova období. Růst Tharsis pravděpodobně hrál významnou roli při vytváření atmosféry planety a zvětrávání hornin na povrchu. Podle jednoho odhadu obsahuje boule Tharsis přibližně 300 milionů km 3 vyvřelého materiálu. Za předpokladu, že magma, která se vytvořila Tharsis obsažený oxid uhličitý (CO 2 ) a vodní páry v procentech srovnatelná jako u v havajské čedičové lávy , pak celkové množství plynů, uvolňovaných z Tharsis magmat by přinesly 1,5 bar CO 2 atmosféře a globální vrstva vody hluboká 120 m.
Rozsáhlý vulkanismus se také vyskytoval v kráterových vysočinách mimo oblast Tharsis, ale zůstává jen málo geomorfologických důkazů, protože povrchy byly intenzivně přepracovány nárazem. Spektrální důkazy z oběžné dráhy naznačují, že horské horniny jsou složeny převážně z čediče , skládající se z minerálů pyroxenu , živce plagioklasu a olivínu . Skály zkoumána v Columbia Hills strany Mars Exploration Rover (MER), Duch může být typické Noachian věku horských skal po celé planetě. Horniny jsou převážně degradované čediče s různými texturami, které indikují silné štěpení a brecciace při nárazu a alteraci hydrotermálními kapalinami. Některé z hornin Columbia Hills mohly vzniknout z pyroklastických toků .
Zvětrávací výrobky
Hojnost olivinu v horninách Noachianského věku je významná, protože olivín při vystavení vodě rychle slábne na jílovité minerály ( fylosilikáty ). Přítomnost olivinu proto naznačuje, že na počátku Marsu nedocházelo globálně k erozi vody globálně. Spektrální a stratigrafické studie noachovských výchozů z oběžné dráhy naznačují, že olivín je většinou omezen na horniny horní (pozdní) noachovské řady. V mnoha oblastech planety (zejména Nili Fossae a Mawrth Vallis ) následná eroze nebo dopady odhalily starší před Noachianské a dolnoachianské jednotky bohaté na fylosilikáty. Fylosilikáty vyžadují k vytvoření zásadité prostředí bohaté na vodu . V roce 2006 vědci používající nástroj OMEGA na kosmické lodi Mars Express navrhli novou marťanskou éru zvanou Phyllocian, což odpovídá pre-noachianskému/raně noachianskému období, v němž byla povrchová voda a vodní zvětrávání běžné. Byly také navrženy dvě následující éry, Theiikian a Siderikian. Phyllocianská éra koreluje s věkem rané formace údolní sítě na Marsu. Předpokládá se, že ložiska z této éry jsou nejlepšími kandidáty pro hledání důkazů o minulém životě na planetě.
Viz také
Poznámky
Reference
- Bibliografie
- Carr, Michael, H. (2006). Povrch Marsu; Cambridge University Press: Cambridge, Velká Británie, ISBN 978-0-521-87201-0 .
Další čtení
- Boyce, Joseph, M. (2008). Smithsonova kniha Marsu; Konecky & Konecky: Old Saybrook, CT, ISBN 978-1-58834-074-0
- Hartmann, William, K. (2003). Cestovatelský průvodce po Marsu: Tajemné krajiny rudé planety; Workman: New York, ISBN 0-7611-2606-6 .
- Morton, Oliver (2003). Mapování Marsu: Věda, představivost a zrození světa; Picador: New York, ISBN 0-312-42261-X .