Амазонка (марс) - Amazonian (Mars)

Эта статья о геологической системе Марса и периоде времени. Для других чувств см. Амазония.
MOLA раскрашенная рельефная карта Amazonis Planitia, то тип области для амазонской системы. Amazonis Planitia характеризуется низкой скоростью падения метеоритов и астероидов. Цвета обозначают высоту: красный - самый высокий, желтый - средний и зеленый / синий - самый низкий.

В Амазонка это геологическая система и временной период на планете Марс характеризуется низкими показателями метеорит и астероид удары а также из-за холодных и сверхзасушливых условий, в целом подобных тем, что на Марсе сегодня.[1][2] Переход от предыдущего Гесперианский период несколько плохо определен. Считается, что амазонка началась около 3 миллиардов лет назад, хотя планки погрешностей на эту дату чрезвычайно велики (~ 500 миллионов лет).[3] Период иногда подразделяют на ранний, средний и поздний амазонский. Амазонка продолжается и по сей день.

Описание и происхождение названия

В Амазонка Система и период названы в честь Amazonis Planitia, который имеет редкую плотность кратеров на большой площади. Такая плотность характерна для многих поверхностей, возраст которых имеет амазонский период. В тип области Амазонской системы находится в Амазонка четырехугольник (MC-8) вокруг 15 ° с.ш. 158 ° з.д. / 15 ° с. Ш. 158 ° з. / 15; -158.

НоахианНоахианГесперианскийАмазонка (марс)
Марсианские периоды времени (миллионы лет назад)

Амазонская хронология и стратиграфия

HiRISE изображение, иллюстрирующее суперпозиция, принцип, который позволяет геологам определять относительный возраст поверхностных единиц. Темный поток лавы покрывает (моложе) светлую, более сильно изрезанную кратерами местность (более старый поток лавы?) Справа. Выбросы кратера в центре покрывают оба блока, что указывает на то, что кратер является самым молодым элементом на изображении.

Поскольку это самый молодой из марсианских периодов, хронология Амазонки сравнительно хорошо изучена с помощью традиционных геологических исследований. законы суперпозиции в сочетании с техникой относительного датирования подсчет кратеров. Редкость кратеров, характерных для Амазонки, также означает, что в отличие от более древних периодов, мелкомасштабные (<100 м) особенности поверхности сохраняются.[4] Это дает возможность подробного, ориентированного на процесс изучения многих особенностей поверхности Марса амазонского возраста, поскольку необходимые детали формы поверхности все еще видны.

Более того, относительная молодость этого периода означает, что за последние несколько 100 миллионов лет все еще возможно восстановить статистику орбитальной механики Земли. солнце, Марс, и Юпитер без того, чтобы шаблоны были подавлены хаотичный эффектов, и на основании этого восстановить вариацию солнечная инсоляция - количество тепла от Солнца, достигающего Марса во времени.[5] Было показано, что климатические изменения происходят в циклах, не отличающихся по величине и продолжительности от земных. Циклы Миланковича.

Вместе эти особенности - хорошая сохранность и понимание навязанного солнечного потока - означают, что многие исследования Амазонки на Марсе были сосредоточены на понимании его климат, а поверхность процессы которые реагируют на климат. Это включало:

Хорошая сохранность также позволила детально изучить другие геологические процессы на Амазонском Марсе, в частности вулканические процессы,[19][20][21] хрупкий тектоника,[22][23] и процессы образования кратеров.[24][25][26]

Система против периода

е  час
Сегменты скалы (слои ) в хроностратиграфияПериоды времени в геохронологияПримечания (Марс)
EonothemEonне используется для Марса
ЭратхемЭране используется для Марса
СистемаПериодВсего 3; 108 до 109 лет в длину
СерииЭпохаВсего 8; 107 до 108 лет в длину
ЭтапВозрастне используется для Марса
ХронозонаХронменьше возраста / стадии; не используется шкалой времени ICS

Система и Период не являются взаимозаменяемыми терминами в формальной стратиграфической номенклатуре, хотя в популярной литературе их часто путают. Система - это идеализированная стратиграфическая столбец на основе физических рок-записей тип области (типовой разрез) коррелирует с разрезами горных пород из разных мест по всей планете.[28] Система ограничена сверху и снизу слои с совершенно разными характеристиками (на Земле, обычно индекс окаменелости ), которые указывают на резкие (часто резкие) изменения доминирующей фауны или условий окружающей среды. (Видеть Граница мела и палеогена как пример.)

В любом месте участки горных пород в данной системе могут содержать зазоры (несоответствия ) аналогично пропущенным страницам книги. В некоторых местах породы системы полностью отсутствуют из-за неотложения или более позднего размыва. Например, скалы Меловой Система отсутствует на большей части восточной части центральной части Соединенных Штатов. Однако временной интервал мелового периода (меловой период) здесь все же имел место. Таким образом, геологический период представляет собой интервал времени, в течение которого слои системы были депонированы, включая любые неизвестные количества времени, присутствующие в промежутках.[28] Периоды измеряются годами, определяемыми радиоактивное датирование. На Марсе радиометрический возраст не доступен, кроме Марсианские метеориты чей происхождение стратиграфический контекст неизвестен. Вместо, абсолютный возраст на Марсе определяются плотностью ударных кратеров, которая сильно зависит от модели образования кратера с течением времени.[29] Соответственно, даты начала и окончания марсианских периодов неопределенны, особенно для границы Гесперианской и Амазонской эпох, которая может быть ошибочной в 2 или 3 раза.[30][31]

Изображений

Смотрите также

Примечания и ссылки

  1. ^ Танака, К. (1986). Стратиграфия Марса. J. Geophys. Res., Семнадцатая конференция по лунной и планетарной науке, часть 1, 91(B13), E139 – E158.
  2. ^ Карр, М. (2006), Поверхность Марса. Кембриджская серия планетологии, издательство Кембриджского университета.
  3. ^ Вернер, С., и К. Л. Танака (2011), Переопределение границ плотности кратеров и абсолютного возраста для хроностратиграфической системы Марса, Икар, 215 (2), 603–607, Дои:10.1016 / j.icarus.2011.07.024.
  4. ^ Ирвин, Р.П., Танака, К.Л., и Роббинс, С.Дж., 2013 г., Распространение кратерированных поверхностей раннего, среднего и позднего времен Ноя на марсианском нагорье: последствия для событий и процессов восстановления поверхности: Journal of Geophysical Research, т. 118, с. 278–291, г. Дои:10.1002 / jgre.20053.
  5. ^ Ласкар, Дж., Коррейя, АКМ, Гастино, М., Жутель, Ф., Леврард, Б., Робутель, П., 2004, Долгосрочная эволюция и хаотическая диффузия инсоляционных величин Марса: Икар, т. 170 , нет. 2, стр. 343–364, Дои:10.1016 / j.icarus.2004.04.005.
  6. ^ Диксон, Дж. Л., Хед, Дж. У., III, и Марчант, Д. Р., 2010, Накопление льда толщиной в километр и оледенение в северных средних широтах Марса: свидетельства событий заполнения кратеров в поздней Амазонии на Флегре Горы: Земля и Письма о планетарной науке, т. 294, вып. 3-4, стр. 332–342, Дои:10.1016 / j.epsl.2009.08.031.
  7. ^ Хед, Дж. У., III, Горчица, Дж. Ф., Креславский, М. А., Милликен, Р. Э., Марчант, Д. Р., 2003, Недавние ледниковые периоды на Марсе: Природа, т. 426, стр. 797–802.
  8. ^ Леви, Дж. С., Хед, Дж. У., III, и Марчант, Д. Р., 2009, Заливка концентрического кратера в Utopia Planitia: История и взаимодействие между ледниковым «ландшафтом мозга» и перигляциальными процессами мантии: Икар, т. 202, стр. 462–476, г. Дои:10.1016 / j.icarus.2009.02.018.
  9. ^ Фассетт К.И., Диксон Дж. Л., Хед Дж. У., III, Леви Дж. С. и Марчант Д. Р., 2010, Надледниковые и прогляциальные долины на Марсе Амазонки: Икар, т. 208, № 2, с. 1, стр. 86–100, Дои:10.1016 / j.icarus.2010.02.021.
  10. ^ Салезе, Ф., Дж. Ди Акилле, А. Неземанн, Дж. Г. Ори и Э. Хаубер (2016), Гидрологический и осадочный анализ хорошо сохранившихся палеофлювиально-палеолакустринных систем в долинах Моа, Марс, J. Geophys. Res. Планеты, 121, 194–232, Дои:10.1002 / 2015JE004891.
  11. ^ Леблан Ф. и Р. Э. Джонсон. "Роль молекулярных частиц в ионный захват распыление марсианской атмосферы. "Journal of Geophysical Research: Planets (1991–2012) 107.E2 (2002): 5-1.
  12. ^ Берр, Д.М., Гриер, Дж. А., МакИвен, А.С., и Кестели, Л.П., 2002, Повторные водные затопления из ямок Цербера: свидетельства недавно сохранившихся глубоких подземных вод на Марсе: Икар, т. 159, вып. 1, стр. 53–73, Дои:10.1006 / icar.2002.6921.
  13. ^ Колб, Эрик Дж. И Кеннет Л. Танака. «Геологическая история полярных регионов Марса на основе данных Mars Global Surveyor: II. Амазонский период». Икар 154.1 (2001): 22-39.
  14. ^ Киффер, Хью Х., Филип Р. Кристенсен, и Тимофей Н. Тит. «Струи CO2, образовавшиеся в результате сублимации под прозрачными плитами льда в сезонной южной полярной шапке Марса». Nature 442.7104 (2006): 793-796.
  15. ^ Бальм, Мэтт и др. «Поперечные эоловые хребты (ТАР) на Марсе». Геоморфология 101.4 (2008): 703-720.
  16. ^ Басу, Шабари, Марк И. Ричардсон и Р. Джон Уилсон. «Моделирование марсианского пылевого цикла с помощью GFDL Mars GCM». Журнал геофизических исследований: планеты (1991–2012) 109.E11 (2004).
  17. ^ Рид, Питер Л. и Стивен Р. Льюис. Новый взгляд на марсианский климат: атмосфера и окружающая среда пустынной планеты. Springer Verlag, 2004 г.
  18. ^ Якоски, Брюс М. и Роджер Дж. Филлипс. «Летучая и климатическая история Марса». природа 412.6843 (2001): 237-244.
  19. ^ Mangold, N., et al. «Слой поздних амазонских изменений, связанный с местным вулканизмом на Марсе». Икар 207.1 (2010): 265-276.
  20. ^ Хартманн, Уильям К. и Дэниел К. Берман. «Лавовые потоки Elysium Planitia: хронология подсчета кратеров и геологические последствия». Журнал геофизических исследований: планеты (1991–2012) 105.E6 (2000): 15011-15025.
  21. ^ Нойкум, Герхард и др. «Недавняя и эпизодическая вулканическая и ледниковая активность на Марсе, обнаруженная стереокамерой высокого разрешения». Nature 432.7020 (2004): 971-979.
  22. ^ Маркес, Альваро и др. «Новое свидетельство вулканической, тектонической и климатической активности Марса». Икар 172.2 (2004): 573-581.
  23. ^ Мюллер, Карл и Мэтью Голомбек. «Компрессионные структуры на Марсе». Анну. Преподобный "Планета Земля". Sci. 32 (2004): 435-464.
  24. ^ Роббинс, Стюарт Дж. И Брайан М. Хайнек. «Отдаленные вторичные кратеры от кратера Лио на Марсе и последствия для возраста поверхности планетных тел». Письма о геофизических исследованиях 38.5 (2011).
  25. ^ Малин, Майкл С. и др. «Современная скорость образования кратеров и современная активность оврагов на Марсе». наука 314.5805 (2006): 1573-1577.
  26. ^ Попова, Ольга, Иван Немчинов и Уильям К. Хартманн. «Болиды в настоящей и прошлой марсианской атмосфере и влияние на процессы образования кратеров». Метеоритика и планетология 38.6 (2003): 905-925.
  27. ^ Международная комиссия по стратиграфии. «Международная стратиграфическая карта» (PDF). Получено 2009-09-25.
  28. ^ а б Eicher, D.L .; Макалестер, А.Л. (1980).История Земли; Prentice-Hall: Englewood Cliffs, NJ, стр. 143-146, ISBN  0-13-390047-9.
  29. ^ Masson, P .; Carr, M.H .; Costard, F .; Greeley, R .; Hauber, E .; Яуманн Р. (2001). Геоморфологические доказательства жидкой воды. Обзоры космической науки, 96, п. 352.
  30. ^ Nimmo, F .; Танака, К. (2005). Ранняя коровая эволюция Марса. Анну. Ред. Планета Земля. Наук, 33, 133–161.
  31. ^ Hartmann, W.K .; Нойкум, Г. (2001). Хронология кратеров и эволюция Марса. В книге «Хронология и эволюция Марса» Калленбах Р. и другие. Ред., Обзоры космической науки, 96: 105–164.

Библиография и рекомендуемая литература

  • Бойс, Джозеф, М. (2008). Смитсоновская книга Марса; Конецки и Конецки: Олд Сэйбрук, Коннектикут, ISBN  978-1-58834-074-0
  • Карр, Майкл, Х. (2006). Поверхность Марса; Издательство Кембриджского университета: Кембридж, Великобритания, ISBN  978-0-521-87201-0.
  • Хартманн, Уильям, К. (2003). Путеводитель по Марсу: Таинственные пейзажи Красной планеты; Рабочий: Нью-Йорк, ISBN  0-7611-2606-6.
  • Мортон, Оливер (2003). Картографирование Марса: наука, воображение и рождение мира; Пикадор: Нью-Йорк, ISBN  0-312-42261-X.