Amazońskie

Na marsjańskiej geologicznej skali czasu , Amazońska odnosi się do epok, które mają mniej niż 3,2 miliarda lat według skali Hartmann i Neukum , ale tylko mniej niż 1,8 miliarda lat według skali Hartmann i Neukum . Standardową skalę Hartmann. Gleby amazońskie charakteryzują się bardzo małą ilością kraterów, charakteryzują się bardzo spłaszczonym reliefem zdominowanym przez nagromadzenie gruzu eolicznego o wysokiej zawartości tlenku żelaza (III) Fe 2 O 3nadając swój kolor całej planecie. Te rzadkie ustąpienie regionów wydaje się być głównie tworzą w obecności wody ciekłej, czy to treningu Hydrograficzny takich jak budynek z rzek lub z kraterów w ejecta płatkowym. Jest to trzecia i ostatnia epoka (lub trzeci eon ) marsjańskiej geologii , do której należy obecna epoka.

Geografia i morfologia

Ziemie amazońskie są raczej położone na półkuli północnej, szczególnie na wielkich równinach, takich jak Acidalia Planitia , Amazonis Planitia (od której wtedy pochodziła nazwa), Isidis Planitia i Utopia Planitia , ostatnio w Vastitas Borealis . Występuje również na dnie Hellas Planitia i Argyre Planitia , dwóch basenów uderzeniowych na półkuli południowej.

Pozorna jednorodność morfologiczna tych terenów skrywa w istocie wielką różnorodność pochodzenia geologicznego. Amazonis Planitia , na przykład, w szczególności płaskie i jednorodności, które zostały podjęte za wzorzec dla samej epoki, byłaby faktycznie unikalny przypadku na naszej planecie, wynikający z łącznego procesu przebudowy według lawą i wody. Woda cieczy dopóki niedawno (około stu milionów lat).

Z kolei Hellas Planitia ma na swoim dnie amazońskie ziemie wynikające z pewnego rodzaju „zdzierania” starszych gleb przez wiatr - ciśnienie atmosferyczne na dnie basenu jest o 50% wyższe niż na poziomie odniesienia - w połączeniu z wiatrem, a nawet sporadycznie wkład hydrologiczny.

Geologiczna skala czasu Marsa

Datowanie marsjańskich wydarzeń geologicznych do dziś pozostaje nierozwiązaną kwestią. Obecnie w użyciu są dwie marsjańskie geologiczne skale czasu , które różnią się od siebie o prawie miliard i pół roku. „Standardowa” skala Hartmanna opracowana w latach 70. XX wieku przez amerykańskiego astronoma Williama Hartmanna na podstawie gęstości i morfologii kraterów uderzeniowych na glebach Marsa prowadzi do znacznie nowszych datowań niż skala Hartmanna i Neukuma , opracowana równolegle przez niemieckiego planetologa Gerhard Neukum ze szczegółowych obserwacji kamery HRSC (dane w milionach lat):

Ta druga skala jest bardziej zgodne z stratygraficznych systemu zaproponowanego w szczególności przez zespół z francuskiego astrofizyka Jean-Pierre Bibring od IAS w Orsay z informacji zebranych przez OMEGA instrumentu z Europejskiego sondy Mars Express , wprowadzając termin "  Sidérikien  „aby zdefiniować trzeci eon marsjański, ze względu na obfitość tlenków żelaza (ze starożytnej greki ὁ σίδηρος) na odpowiednich terenach. Jednak szczegółowa analiza wyników Omegę rzeczywiście sugeruje nieciągłość pomiędzy Phyllosian i Theiikian , czyniąc początek drugiej zbieżne z Hesperian utrzymując krótszy czas dla Phyllosian niż dla Noahickie , który na tych samych przewodach czasowych przystosowujące definicja marsjańskich epok geologicznych przez rozpoczęcie Amazonii 3,5 miliarda lat temu:

Brak ciągłości między Phyllosian i Theiikian zmaterializowałby katastrofalne przejście między tymi dwoma eonami, podkreślone przez koncepcję „  wielkiego późnego bombardowania  ” - LHB w języku angielskim - która uderzyłaby w wewnętrzny Układ Słoneczny między 4,1 a 3,8 miliarda lat przed teraźniejszością. do szacunków z księżycowych próbek i badań opartych na powierzchni planety Merkury . Mars jest zarówno bliżej niż Ziemia do pasa asteroid i dziesięć razy mniej masywny niż naszej planety, wpływy te byłyby częstsze i bardziej katastrofalne na czerwonej planecie, może nawet u źródeł zniknięcia swojego globalnego pola magnetycznego.

Marsz do Amazonki

Reprezentujący prawie ostatnie trzy czwarte historii Marsa według skali Hartmanna i Neukum , Amazonia byłaby raczej słabym okresem w wydarzeniach geologicznych, naznaczonym jednak kilkoma epizodami wulkanicznymi, z których ostatni byłby datowany na sto lat temu, milion lat.

Po utracie pola magnetycznego przed końcem Noego , o czym świadczy fakt, że żaden z basenów uderzeniowych nie ujawnił trwałego paleomagnetyzmu , planeta szybko została pozbawiona magnetosfery , wystawiając swoją atmosferę na erozję. Ciągły wiatr słoneczny w całym hesperze i amazońskie, czas trwania, tak że nawet przy założeniu, umiarkowanej erozji, możemy łatwo wytłumaczyć utratę 100  tys Pa od ciśnienia cząstkowego z CO 2 w terenie przez ponad 3,5 miliarda lat.

W rezultacie średnia temperatura na powierzchni Marsa musiała stopniowo spadać, ponieważ wraz z tym gazem zanikał efekt cieplarniany utrzymywany przez dwutlenek węgla , a ciśnienie atmosferyczne na ziemi również spadło , dwa parametry, które spowodowały istnienie wody w stanie ciekłym na powierzchnia coraz mniej prawdopodobna. Ciśnienie atmosfery Marsa , składające się głównie z CO 2, malała, aż ustabilizowała się średnio na poziomie około 610  Pa , bardzo blisko ciśnienia w punkcie potrójnym wody, które wynosi 611,73  Pa .

Sytuacja ta, w połączeniu z średniej temperaturze 210  K ( -63,15  ° C ), które panuje na powierzchni Ziemi, sprawia, że obecność wody w stanie ciekłym muszą bardzo ulotne, woda jest ogólnie lub w tym samym stanie. Ciało stałe w postaci na lodzie w zmarzliny lub w stanie gazowym w postaci pary wodnej w atmosferze Mars lód sublimacji w kontakcie z powietrzem atmosferycznym, z chwilą gdy temperatura przekracza jego temperatury topnienia, - która jest znacznie obniżona w obecności rozpuszczonego chlorki lub kwas siarkowy , eutektyka mieszaniny H 2 SO 4 • 6,5H 2 O - H 2 Onawet marznie około 210  K , czyli dokładnie średnią temperaturę na powierzchni Marsa.

Niemniej jednak woda w stanie ciekłym musiała być obecna w Amazonii na stanowiskach badanych przez łaziki Spirit and Opportunity, aby wyjaśnić dobre zachowanie sproszkowanego jarozytu , który można by się spodziewać w bardziej zdegradowanym stanie. ponad trzy miliardy lat poddane erozji wietrznej; Ponadto Spirit zauważył, że w kraterze Gusiewa występują uwarstwione osady osadowe wzbogacone w siarkę , chlor i brom , a także obecność getytu α-FeO ​​(OH) i hematytu Fe 2 O 3 ., na polach sprzed mniej niż dwóch miliardów lat, co wskazuje, że woda w stanie ciekłym musi nadal istnieć, przynajmniej sporadycznie, w Amazonii.

W tym generalnie suchym i zimnym klimacie w rzadkiej atmosferze dwutlenku węgla CO 2zawierające śladowe ilości substancji utleniających , takich jak tlen O 2lub nadtlenek wodoru H 2 O 2The żelaza minerałów znajdujących się na powierzchni stopniowo utleniana do bezwodnych żelaza tlenków , zwłaszcza do żelaza (III), tlenek Fe 2 O 3odpowiedzialny za rdzawy kolor marsjańskich krajobrazów; to utlenianie atmosferyczne ogranicza się jednak do warstw powierzchniowych, a materiały gruntu znajdujące się bezpośrednio pod powierzchnią, zaledwie kilka centymetrów głębokości, mają już inny kolor.

Uwagi i odniesienia

  1. 41st Lunar and Planetary Science Conference (2010) JA Skinner, Jr. i KL Tanaka, „  Sub-Dividing the Geology of Vastitas Borealis, Mars: Evidence for a Varied Record of Amazonian Deposition and Erosion . "
  2. Lunar and Planetary Science XXXIII (2002) ER Fuller i JW Head, „  Geologic History of the Smoothest Plains on Mars (Amazonis Planitia) and Astrobiological Implications . "
  3. (w :) Kenneth L. Tanaka , „  Stratygrafia Marsa  ” , Journal of Geophysical Research - Solid Earth , Vol.  B13 n O  91, 1986, E139 - E158 ( ISSN  0148-0227 , czytaj online )
    DOI : 10.1029 / JB091iB13p0E139
  4. Lunar and Planetary Science XXXIX (2008) „  Zapis i chronologie kraterów Księżyca i Marsa . "
  5. ESA Mars Express News - 14 marca 2008 „  Mars Express ujawnia wulkaniczną przeszłość Czerwonej Planety . "

  6. DOI : 10.1126 / science.1122659
  7. CNES e-Space & Science - 30 sierpnia 2006 „  Trzy nowe słowa na nową historię . "
  8. Wiadomości ESA Mars Express - 20 kwietnia 2006 „  OMEGA firmy Mars Express odkrywa możliwe strony na całe życie . "
  9. Science - 21 kwietnia 2006 „  Szkic historii przemian Marsa, gdzie najpierw utworzyły się krzemiany warstwowe, następnie siarczany, a następnie bezwodne tlenki żelaza ” w cytowanym powyżej artykule ( DOI : 10.1126 / science.1122659 )
  10. 40. Lunar and Planetary Science Conference (2009) Jamesa H. Roberts, Rob Lillis i Michael Manga „  Giant oddziaływań na początku Mars i zaprzestania marsjańskiej dynamo . "
  11. Wszechświat dzisiaj - 6 maja 2009 r. „Czy pole magnetyczne Marsa zostało zniszczone? », Popularny artykuł wprowadzony przez globalną i bardzo czytelną mapę namagnesowania marsjańskiej skorupy.
  12. (w) DM Kass i YL Yung , „  Utrata atmosfery z Marsa  ” , Science , vol.  274 n O  5294, 13 grudnia 1996, s.  1932-1933 ( ISSN  1095-9203 , czytaj online )
    DOI : 10.1126 / science.274.5294.1932b
  13. Lunar and Planetary Science XXXV (2004) JS Kargel i Giles M. Marion, „ Mars as a salt-, acid- and gas -hydrate  world . "

  14. DOI : doi: 10.1016 / j.pss.2008.11.008
  15. Dokument CNRS „  Historia Marsa . "

Załączniki

Powiązane artykuły

Linki zewnętrzne