Нойский период

(перенаправлено с «Нойская эра»)
Карта рельефа земли Ноя[en] — 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 — 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 стратиграфияПравить

Описание и происхождение названияПравить

Название периода связано с землёй Ноя[en] — 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 земля Темпе[en] и земля Ксанфа.[17][18]

Нойский периодГесперийский периодАмазонийский период 
Геологическая история Марса (миллионы лет назад)

Временные границы и эпохиПравить

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.

 
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 периодПравить

 
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 образованием обильных филлосиликатов (глинистых минералов). Эти процессы повлияли на появление влажного и (как минимум в определенные периоды времени) теплого климата на планете.[4]

Образование ударных кратеровПравить

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 100 км 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]

 
Разветвленная сеть долин Варрего[en], 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 долинПравить

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.

 

ПримечанияПравить

  1. Amos, Jonathan. Clays in Pacific Lavas Challenge Wet Early Mars Idea, BBC News (10 September 2012).
  2. 1 2 Tanaka, K.L. (1986). The Stratigraphy of Mars. J. Geophys. Res., Seventeenth Lunar and Planetary Science Conference Part 1, 91(B13), E139-E158, DOI:10.1029/JB091iB13p0E139. Bibcode1986LPSC...17..139T.
  3. 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:10.1016/B978-0-444-59425-9.00015-9.
  4. 1 2 3 4 5 6 Carr, M.H.; Head, J.W. (2010). Geologic History of Mars. Earth Planet. Sci. Lett., 294, 185—203, DOI:10.1016/j.espl.2009.06.042.
  5. Abramov, O.; Mojzsis, S.J. (2009). Microbial Habitability of the Hadean Earth During the Late Heavy Bombardment. Nature, 459, 419—422, DOI:10.1038/nature08015.
  6. Grotzinger, J. (2009). Beyond Water on Mars. Nature Geoscience, 2, 231—233, DOI:10.1038/ngeo480.
  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], DOI:10.1016/j.pss.2010.06.016. Архивированная копия (недоступная ссылка). Дата обращения 30 апреля 2014. Архивировано 29 сентября 2011 года..
  8. 1 2 Craddock, R. A.; Howard, A.D. (2002). The Case for Rainfall on a Warm, Wet Early Mars. J. Geophys. Res., 107(E11), 5111, DOI:10.1029/2001JE001505.
  9. Malin, M.C.; Edgett, K.S. (2003). Evidence for Persistent Flow and Aqueous Sedimentation on Early Mars. Science, 302(1931), DOI:10.1126/science.1090544.
  10. Irwin, R.P. et al. (2002). A Large Paleolake Basin at the Head of Ma’adim Vallis, Mars. Science, 296, 2209; DOI:10.1126/science.1071143.
  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, DOI:10.1038/NGEO891.
  13. Bibring, J.-P. et al. (2006). Global Mineralogical and Aqueous Mars History Derived from OMEGA/Mars Express Data. Science, 312(400), DOI:10.1126/science.1122659.
  14. Bishop, J.L. et al. (2008). Phyllosilicate Diversity and Past Aqueous Activity Revealed at Mawrth Vallis, Mars. Science, 321(830), DOI:10.1126/science.1159699.
  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.
  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.
  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.
  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; DOI:10.1126/science.1073586.
  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, DOI:10.1029/2005JE002453.
  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, DOI:10.1029/2010JE003709.
  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.

ЛитератураПравить

  • 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.