Stratigrafia Marsu
Stratigrafia Marsu je vedná disciplína v planetológii, ktorá sa snaží rozčleniť základné stratigrafické jednotky na Marse. V súčasnosti sa skladá z troch základných jednotiek, ktoré boli vyčlenené na základe fotografií sond Viking zo 70. rokov 20. storočia. Vzhľadom na získavanie stále nových dát zo sond z posledného desaťročia, ktoré okolo Marsu obiehajú či po ňom jazdia, prechádzajú podstatnou revíziou. Keďže zatiaľ nie je možné získať geologické vzorky priamo z hornín na povrchu, je celá stratigrafia založená na pozorovaní vrchnej vrstvy kôry, respektíve na prejavoch impaktov cudzích telies na povrch.
Množstvo kráterov, ich prekrytie či stupeň erózie je návodom, podľa ktorého sa dá určiť približný vek pozorovanej časti. Tato nepriama metóda je teda iba orientačná a tak sa v budúcnosti môže ľahko stať, že veľká časť stratigrafie bude pozmenená, či upravená a že dáta hornín budú spresnené. Súčasné členenie je tedy iba orientačné, slúži na hrubý popis udalostí.
Na určovanie relatívneho veku hornín sa využíva model veku kráterov, ktorý je známy z Mesiaca. Oproti Marsu sú totiž krátery na Mesiaci veľmi dobre zmapované a spočítané, keďže Mesiac je dlhodobo pozorovaný, čo umožnilo určiť početnosť veľkých zásahov a získať tak časovú os. K tomu bol Mesiac tiež navštívený ľuďmi počas projektu Apollo (11 až 17), ktorí priviezli vzorky mesačnej horniny z miest pristátí. Vzorky boli následne datované pomocou rozpadových radov, čo určilo ich absolútny vek medzi 3,6 až 3,75 miliardami rokov. Keďže moduly pristávali na miestach s nízkym výskytom kráterov, došlo sa k záveru, že pred 3,8 miliardami rokov bol povrch Mesiaca ťažko bombardovaný[1]. Následným jednoduchým porovnaním stupňa erózie kráterov, výskytom ich prekrytia sa dá zhruba datovať vek oblastí na Marse, ktoré sú krátermi pokryté. Na tomto základe sa v súčasnosti určuje vek povrchu.
História
Prvé geologické mapy, podľa ktorých by sa dala stratigrafia odvodzovať začali vznikať až v čase, keď bol človek schopný na povrchu zaznamenať podrobnejšie detaily. Táto doba je spojená s prvými kvalitnejšími snímkami, ktoré sa začali objavovať po úspešnej misii Viking. Na základe získaných dát, sa začal tvoriť prvý systém, podľa ktorého vzniklo prvé rozčlenenie (Scott, Carr 1978, Tanaka 1986 a neskôr Tanaka s kolektívom v 1992). Niektoré oblasti sa ale nepodarilo sonde Viking preskúmať, alebo dáta boli veľmi slabé a tak veľké oblasti územia Marsu nebolo možné do systému zaradiť. Vtedajšie rozlíšenie fotografií ani neumožňovalo pozorovať menšie detaily (niektoré mapy dosahovali mierku až 1:25 000 000 [2]). Na základe týchto máp bolo možné načrtnúť prvé hrubé rozdelenie na tri základné jednotky : Noachian, Hesperian a Amazonian.[3]
V posledných rokoch vďaka značnému úspechu sond (Mars Global Surveyor, Mars Reconnaissance Orbiter či Mars Express) a roverov na povrchu Marsu majú vedci lepšie znalosti o geologickej stavbe a sú zásobení kvalitnými snímkami, na ktorých sa dajú pozorovať veľmi podrobné detaily. Ďalej vďaka prácam sond Mars Express a Mars Global Surveyor, sú schopní zmerať relatívnu "nadmorskú" výšku, ktorá prináša neoceniteľné poznatky o histórii planéty. Nové dáta sa v súčasnosti odrážajú v presnejších poznatkoch a vedú k veľkej revízii stratigrafie Marsu.
Základné členenie
Noachian
Obdobie noachianu je datované do obdobia pred 3,7 miliardami rokov, ale predpokladá sa, že väčšina základných jednotiek bola sformovaná pred 4,1 miliardami rokov (Nimmo a Tanaka, 2005[4]) (oproti tomu staršie zdroje uvádzajú 3,8 až 3,5 miliárd rokov)[chýba zdroj]. V tomto období bol povrch planéty vystavený extrémnemu bombardovaniu cudzími telesami v najväčšej miere za celú históriu planéty. Na 106 km2 povrchu jednotky noachian bolo rozpoznaných okolo 200 kráterov väčších ako 5 km a 25 väčších ako 16 km. Hlavná časť jednotky nebola zatiaľ presne určená, ale predpokladá sa, že väčšina veľkých kráterov vznikla pred 4,1 miliardami rokov (Nimmo a Tanaka, 2005).[chýba zdroj]
V tom čase na povrchu planéty existoval popri masívnom bombardovaní tiež silný vulkanizmus, ktorý vplyvom unikajúcich sopečných plynov pomáhal vytvárať klímu planéty v podobe hustej atmosféry. Dochádzalo k vzniku vypuklín v oblasti Tharsis. Predpokladá sa, že v tom čase na povrchu mohli existovať rieky a možno aj oceán,[5] keďže tu existovala voda v kvapalnom stave. Nové objavy naznačujú, že v tom čase dochádzalo k pravidelným obrovským záplavám.[6] Niektoré hypotézy pracujú aj s myšlienkou, že vtedy mohol vzniknúť na Marse primitívny život [7] (aj keď žiadne dôkazy neboli dosiaľ predložené).
Názov jednotky je odvodený od oblasti Noachis Terra, ktorá sa nachádza medzi -20° a -80° a medzi 30° z. d. a 30° v. d.
Hesperian
Najstaršie oblasti hesperianu prešli doznievajúcou vlnou masívneho bombardovania, čo je možné pozorovať na množstve kráterov. Po skončení hlavnej vlny došlo k upokojeniu a začiatku masívneho výlevného vulkanizmu, keď sa do širokého okolia rozlievali prevažne bázické (málo viskózne) lávy. Vznikali lávové jazerá, ktoré pomaly tuhli, čím boli sformované rozsiahle lávové príkrovy. Vulkanizmus postupne s časom slabol, čo viedlo k postupnému ochladzovaniu planéty a rednutiu atmosféry. Voda sa už na povrchu nemohla vyskytovať v tekutom stave a menila sa na ľad, či unikla do kozmického priestoru. Niektoré teórie predpokladajú, že časť vody bola premenená na ľad a následnou erozívnou činnosťou prekrytá horninovým materiálom a v súčasnosti sa nachádza pod povrchom planéty.[8]
Na 106 km2 povrchu jednotky hesperian bolo rozpoznaných 67 kráterov s priemerom väčším ako 5 km a 400 kráterov väčších ako 2 km. Z týchto poznatkov bolo odhadnuté, že jednotka je stará od 3,7 (iné zdroje uvádzajú 3,5 či 3,8 [9]) miliárd rokov a skončila pred 1,8 miliardami rokov. Pomenovaná bola podľa oblasti Hesperia Planum, ktorá sa nachádza cca +10° a +35° a medzi 240° z. d. až 260° z. d.
Amazonian
Najmladšia jednotka na povrchu planéty bola nazvaná amazion podľa oblasti Amazonis Planitia, ktorá sa nachádza medzi oblasťou Tharsis a Elysium. Jej vznik je datovaný do obdobia pred 1,8 miliardami rokov až do súčasnosti. Počas tejto doby planéta stratila väčšinu svojej atmosféry a voda na povrchu už nemôže existovať ani v kvapalnom stave a aj ľad rýchlo sublimuje z povrchu do atmosféry. Oproti predchádzajúcim jednotkám obsahuje iba niekoľko väčších kráterov, čo korešponduje s jej vekom. V tomto období na povrchu ešte nesporne dochádzalo k prejavom vulkanizmu, keďže došlo k vzniku Olympus Mons a ďalších veľkých sopiek v oblasti.
Podľa najnovších pozorovaní sa zistilo, že prejavy vulkanizmu na povrchu Marsu prebiehali vzhľadom ku geologickému času v nedávnej minulosti pred cca 150 miliónmi rokov.
(Niektorá literatúra vyčleňuje ďalšie dve podjednotky, ktoré by mali tvoriť jemnejší prechod. Môžeme sa stretnúť s Hesperian/Noachian a Amazonian/Hesperian (podľa Henry J. Moore [10]). Tieto jednotky vznikli vytvorením postupnejšieho prechodu, ktorý by lepšie vystihoval premeny v chovaní planéty.)
Zdroje
Tento článok je čiastočný alebo úplný preklad článku na českej Wikipédii (číslo revízie nebolo určené).
Referencie
- Michael H. Carr: The surface of Mars. Cambridge ; New York, Cambridge University Press 2006, s. 15
- http://geopubs.wr.usgs.gov/i-map/i2727 Legenda k tejto mape
- Tanaka, Kenneth L.; The stratigraphy of Mars [online]. [Cit. 2007-08-20]. Dostupné online.
- http://adsabs.harvard.edu/abs/1985pggp.rept..509T
- http://www.aasmeeting.org/publications/baas/v33n3/dps2001/221.htm
- http://adsabs.harvard.edu/abs/1997LPI....28..807L
- http://adsabs.harvard.edu/abs/2004eab..conf..313Z
- http://mars.jpl.nasa.gov/odyssey/newsroom/pressreleases/20020528a.html
- http://www.lpi.usra.edu/education/K12/gangis/epoch.html
- http://geopubs.wr.usgs.gov/i-map/i2727/ strana 2 – 5