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.
Изображение с камеры HiRISE, демонстрирующее закон суперпозиции[англ.], позволяющий определять относительный возраст участков поверхности: тёмные лавовые потоки находятся выше (то есть образовались позже) светлого более раннего слоя — поверхности в правой части, содержащей множество кратеров, а слой, образованный выбросами из кратера в центре, лежит выше их обоих, то есть является наиболее молодым образованием на данном снимке.
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]:
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. глобальную дихотомию[англ.] 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].
Контакт[англ.] нойской и гесперийской систем. Гесперийские кряжистые равнины частично покрывают собой нойские плато со множеством кратеров. Составное изображение из ИК-снимков камеры THEMIS[англ.] на спутнике «Марс Одиссей»[6], сделанное по образцу фото аппарата «Викинг»[7]
Назван по Гесперийскому плато[англ.], 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].
Назван в честь Амазонийской равнины[англ.]. 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 лопастные наносные окраины[англ.], полосные долинные отложения[англ.] и концентрические кратерные отложения[англ.]. 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].
Геологическая история Марса (миллионы лет назад)[4][5]
↑Scott, D. and M. Carr.Geological map of Mars : [англ.] : [арх. 9 февраля 2017]. — Reston, Virginia, 1978. — С. I-1083. — (U.S. Geological Survey Miscellaneous Investigations Series).
↑Tanaka, K. L.The Stratigraphy of Mars : [англ.] // PROCEEDINGS OF THE Seventeenth Lunar and Planetary Science Conference Part 1, JOURNAL OF GEOPHYSICAL RESEARCH. — 1986. — Vol. 91, № B13 (30 November). — P. E139-E158.
↑ 12345М. Никитин. Происхождение жизни. От туманности до клетки. — Москва: Альпина Паблишер, 2016. — 542 с. — (Primus).
↑JMARS(англ.). Java Mission-planning and Analysis for Remote Sensing. Arizona State University. Дата обращения: 4 июля 2017. Архивировано 22 января 2019 года.
↑William K. Hartmann , Gerhard Neukum. Cratering Chronology and the Evolution of Mars : Proceedings of an ISSI Workshop, 10–14 April 2000, Bern, Switzerland : [англ.] / Reinald Kallenbach, Johannes Geiss, William K. Hartmann. — Springer Netherlands, 2001. — Vol. 12, I. Chronology of Mars and of the Inner Solar System. — P. 165—194. — (Space Sciences Series of ISSI). — ISBN Print: 978-90-481-5725-9, Online: 978-94-017-1035-0.
