화성의 지질 역사

Geological history of Mars

화성의 지질학적 역사는 관찰, 간접 및 직접 측정, 그리고 다양한 추론 기술에 의해 입증되는 화성의 물리적 진화를 따른다.지구와 달의 지질학적 역사를 추정하기 위해 사용되는 소위 중첩의 법칙과 층서법을 포함한 니콜라스 스테노가 개발한 17세기 기법의 방법들이 여러 화성 관측 및 측정 자원에서 구할 수 있는 데이터에 활발하게 적용되고 있다.여기에는 착륙선, 궤도 플랫폼, 지구 관측, 화성 운석이 포함됩니다.

많은 태양계 물체의 표면을 관찰하면 그들의 진화에 대한 중요한 단서가 드러난다.예를 들어, 큰 충격 분화구를 채우는 용암류는 분화구보다 젊을 수 있습니다.반면, 같은 용암류 위에 있는 작은 분화구는 용암이나 큰 분화구보다 젊을 가능성이 높다. 왜냐하면 그것은 관측되지 않은 지질학적 사건의 결과로 추정될 수 있기 때문이다.17세기에 니콜라스 스테노가 처음 공식화한 층서학의 다른 원리와 함께 중첩의 법칙이라고 불리는 이 원리는 19세기의 지질학자들이 지구의 역사를 고생대, 중생대, 신생대의 익숙한 시대로 나눌 수 있게 해주었다.같은 방법론이 나중에 달과[1] 화성에 [2]적용되었다.

스테노의 중첩 법칙을 나타내는 HiRISE 이미지.어두운 톤의 용암류는 오른쪽의 밝은 톤의 지형보다 더 젊다.중앙의 분화구 분출은 두 장치 위에 놓여 있어 분화구가 두 장치보다 젊음을 나타냅니다.

충돌 크레이터가 잘 보존되어 있는 행성에서 사용되는 또 다른 지층학적 원리는 크레이터 수 밀도이다.단위 표면적당 주어진 크기(보통2 백만 km)보다 큰 크레이터의 수는 해당 표면의 상대적 나이를 제공합니다.크레이터가 심한 표면은 오래되고 크레이터가 드문 표면은 젊다.오래된 표면에는 많은 큰 크레이터가 있고, 젊은 표면에는 대부분 작은 크레이터가 없거나 아예 없다.이러한 층서학적 개념은 화성의 지질학적 시간 척도의 기초를 형성합니다.

층서학의 상대 연령

층서학은 구성(액체, 액체, 갇힌 기체)의 차이를 나타냄으로써 암석과 침전물 층의 상대적인 나이를 설정한다.종종 퇴적 속도에 대한 가정이 포함되어 관찰된 퇴적층 전체에 걸쳐 다양한 잠재적 연령 추정치를 생성한다.

절대 연령

공통 시대 달력에 대한 연령을 보정하는 주요 기술은 방사선 측정 연대 측정법입니다.다른 방사성 물질의 조합은 하나의 동위원소에 기초한 연령 추정의 불확실성을 개선할 수 있다.

지층학적 원리를 사용함으로써 암석 유닛의 나이는 보통 서로 상대적인 것만 결정할 수 있다.예를 들어, 백악기를 구성하는 중생대 암석 지층이 쥐라기계의 암석 위에 놓여 있다는 것을 아는 것은 백악기나 쥐라기 시대가 얼마나 오래되었는지에 대해 아무것도 드러내지 않는다.지질 시간의 절대 연령을 결정하려면 방사선 측정 연대와 같은 다른 방법이 필요하다.일반적으로, 이것은 지구의 바위로만 알려져 있다.절대 나이는 또한 지구로 돌아온 샘플을 바탕으로 달의 선택된 암석 단위로 알려져 있다.

화성의 록 유닛에 절대 나이를 할당하는 것은 훨씬 더 문제가 많다.화성과 달의 충돌 크레이터 비율을 비교함으로써 화성의 절대적인 연대기(시간표)를 알아내기 위해 수 년 동안 수많은[3][4][5] 시도가 있었다.지질학적 시간에 따른 단위 면적당 크레이터 크기에 의한 화성에 대한 충돌 크레이터 형성 속도(생산 속도 또는 플럭스)를 정확하게 알고 있다면 크레이터 밀도를 통해 절대 [6]나이를 확인할 수 있습니다.불행히도, 크레이터[7] 카운팅의 실제적인 어려움과 플럭스 추정의 불확실성은 이러한 방법에서 파생된 시대에 큰 불확실성을 야기한다.화성의 운석은 [8]지금까지 계산된 나이와 일치하는 측정 가능한 샘플을 제공했지만, 화성의 운석이 어디서 왔는지(증명) 알 수 없기 때문에 연대기적 도구로서의 가치가 제한된다.따라서 크레이터 밀도에 의해 결정되는 절대 연령은 다소 [9]회의적인 시각을 가지고 있어야 한다.

분화구 밀도 시간 척도

화성[10] 표면의 충돌 크레이터 밀도에 대한 연구는 화성의 지질 역사에서 [11]네 번의 광범위한 기간을 묘사했다.이 기간들은 이 기간으로 거슬러 올라가는 큰 분화구나 광범위한 용암 흐름과 같은 대규모 지표면을 가진 화성의 장소들의 이름을 따서 붙여졌다.여기에 주어진 절대 나이는 대략적인 것에 불과하다.가장 오래된 것부터 가장 어린 것까지 기간은 다음과 같습니다.

  • 노키아 전 - 약 45억 년 전(Gya)부터 헬라스 충돌 분지 형성까지의 간격(4.1~3.8 Gya)[12]을 나타낸다.이 간격의 지질학적 기록 대부분은 이후의 침식과 높은 충격률로 인해 지워졌다.지각 이분법은 아르기레 분지와 이시디스 분지와 함께 이 시기에 형성된 것으로 생각된다.
  • Noachis Terra의 이름을 딴 Noachian 시대:41억 년 전에서 약 37억 년 전(Gya) 사이에 현존하는 가장 오래된 화성 표면의 형성.노아키아의 오래된 표면은 많은 대형 충돌 크레이터에 의해 흉터가 남는다.타르시스의 팽대부는 노아키아 산맥에서 형성된 것으로 생각되며, 이 때 액체 상태의 물에 의한 광범위한 침식이 강 계곡 네트워크를 형성한다.큰 호수나 바다가 존재했을 수도 있다.
  • 헤스페리아 시대(Hesperia Planum에서 명명): 3.7 ~ 약 3.0 Gya.광활한 용암 평원의 형성이 특징입니다.올림푸스 몬스의 형성은 아마 이 [13]시기에 시작되었을 것이다.재앙적인 물의 방출은 크리세 평원 주변과 다른 곳들에 광범위한 유출 경로를 만들었다.북쪽 저지대에 덧없는 호수나 바다가 형성되었을지도 모른다.
  • 아마존 시대(Amazonis Planitia에서 명명): 3.0 Gya ~ 현재.아마존 지역에는 운석 충돌 크레이터가 거의 없지만 그 외에는 상당히 다양합니다.용암 흐름, 빙하/빙하 활동, 그리고 약간의 액체 물의 방출이 이 [14]기간 동안 계속되었다.
NoachianNoachianHesperianAmazonian (Mars)
화성 기간(수백만 년 전)

헤스페리안/아마존 경계 날짜는 특히 불확실하며 3.0에서 1.5 Gya [15]사이일 수 있다.기본적으로, 헤스페리안은 폭격이 끝나고 오늘날 보이는 춥고 건조한 화성 사이의 과도기로 여겨진다.

광물 변경 시간표

2006년, 화성 익스프레스 궤도선에 탑재된 OMEGA 가시광선 및 적외선 광물학 매핑 분광계의 데이터를 사용하는 연구원들은 화성의 과거 화학 풍화 방식이 달랐기 때문에 화성에서 일어난 주요 광물 변화 유형에 기초한 대체 화성 시간 척도를 제안했다.그들은 화성의 역사를 필로키아, 테이키안, 시데리칸의 [16][17]세 시대로 나눌 것을 제안했다.

  • 필로시안 (그 시대를 특징짓는 필로실리케이트 또는 점토 광물의 이름을 따서 이름 지어짐)은 행성의 형성부터 초기 노키아 시대(약 4.0 Gya)까지 지속되었다.오메가(Omega)는 화성의 수많은 위치에서 필로규산염의 소출을 확인했으며, 모두 나이 이전의 노아키아 또는 노아키아 암석(특히 Nili Fossae와 Mawrth Valis의 암석 노출)에서 발견되었다.필로실리케이트는 물이 풍부한 알칼리성 환경을 형성해야 합니다.필로키아 시대는 화성의 계곡 네트워크 형성 나이와 관련이 있으며, 이는 풍부한 지표수의 존재에 도움이 되는 초기 기후를 암시한다.이 시대의 퇴적물은 지구상의 전생에 대한 증거를 찾는 데 가장 적합한 후보라고 생각된다.
  • 티아이키안(그리스어로 황산염 광물이 형성되었다고 해서 붙여진 이름)은 약 3.5 Gya까지 지속되었다.그것은 많은 양의 이산화황을 대기로 방출한 광범위한 화산 활동의 시대였다2.SO는2 물과 결합하여 황산이 풍부한 환경을 조성하여 수화 황산염(특히 키세라이트 및 석고)을 형성할 수 있었습니다.
  • 시데리칸은 3.5 Gya에서 현재까지 지속되었다.화산활동과 이용 가능한 물의 감소와 함께, 가장 주목할 만한 표면 풍화 과정은 철이 풍부한 암석들이 대기 중 과산화물에 의해 천천히 산화되어 행성에 친숙한 색을 주는 붉은 철 산화물을 생성하는 것입니다.

레퍼런스

  1. ^ Mutch, T.A.(1970)를 참조한다.달의 지질학: 층서학적 관점; 프린스턴 대학 출판부: 프린스턴, 뉴저지, 324 페이지, 윌햄스, D.E. (1987년).달의 지질사, USGS Professional Paper 1348; 이 주제에 대한 리뷰는 http://ser.sese.asu.edu/GHM/에서 확인할 수 있습니다.
  2. ^ 스콧, D. H.; 카, M.H.(1978) 화성 지질도, 미섹.투자하다.준비 완료. 지도 1-1083; USGS: 레스턴, 버지니아.
  3. ^ Neukum, G.; Wise, D.U. (1976). "Mars: A Standard Crater Curve and Possible New Time Scale". Science. 194 (4272): 1381–1387. Bibcode:1976Sci...194.1381N. doi:10.1126/science.194.4272.1381. PMID 17819264.
  4. ^ Neukum, G.; Hiller, K. (1981). "Martian ages". J. Geophys. Res. 86 (B4): 3097–3121. Bibcode:1981JGR....86.3097N. doi:10.1029/JB086iB04p03097.
  5. ^ Hartmann, W. K.; Neukum, G. (2001). "Cratering Chronology and Evolution of Mars". In Kallenbach, R.; et al. (eds.). Chronology and Evolution of Mars. Space Science Reviews. Vol. 12. pp. 105–164. ISBN 0792370511.
  6. ^ Hartmann, W.K. (2005). "Martian Cratering 8: Isochron Refinement and the Chronology of Mars". Icarus. 174 (2): 294. Bibcode:2005Icar..174..294H. doi:10.1016/j.icarus.2004.11.023.
  7. ^ Hartmann, W.K. (2007). "Martian cratering 9: Toward Resolution of the Controversy about Small Craters". Icarus. 189 (1): 274–278. Bibcode:2007Icar..189..274H. doi:10.1016/j.icarus.2007.02.011.
  8. ^ 하르트만 2003, 페이지 35
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  10. ^ K.L. 다나카(1986년)화성의 층서학.J. Geophys. 제17회 달 및 행성 과학 회의 Part 1, 91(B13), E139–E158.
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  15. ^ 하르트만 2003, 페이지 34
  16. ^ Williams, Chris. "Probe reveals three ages of Mars". Retrieved 2007-03-02.
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Citations

  • Carr, Michael, H. (2006). The Surface of Mars. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-87201-0.
  • Hartmann, William, K. (2003). A Traveler’s Guide to Mars: The Mysterious Landscapes of the Red Planet. Mew York: Workman. ISBN 0-7611-2606-6.

외부 링크