Сеть долин (Марс)
Сети долин — это разветвленные сети долин на Марсе , которые внешне напоминают земные речные бассейны . [1] Они встречаются в основном врезанными в рельеф южного марсианского нагорья и, как правило, хотя и не всегда, относятся к нойевскому периоду (возраст около четырех миллиардов лет). Отдельные долины обычно имеют ширину менее 5 километров, хотя они могут простираться на сотни или даже тысячи километров по поверхности Марса.
Форма, распределение и подразумеваемая эволюция сети долин имеют большое значение для того, что они могут рассказать нам об истории жидкой воды на поверхности Марса Марса и, следовательно, об истории климата . Некоторые авторы утверждают, что свойства сетей требуют, чтобы гидрологический цикл . на древнем Марсе был активный [2] хотя это остается спорным. [3] Возражения возникают главным образом из-за неоднократных результатов моделей марсианского палеоклимата, предполагающих, что на Марсе никогда не были возможны достаточно высокие температуры и давления, чтобы поддерживать жидкую воду на поверхности. [4]
Появление изображений поверхности с очень высоким разрешением со спутниковых камер HiRISE , THEMIS и Context (CTX), а также цифровых моделей местности Mars Orbital Laser Altimeter (MOLA) радикально улучшило наше понимание сетей за последнее десятилетие.
Форма
[ редактировать ]
Долины сетей обычно узкие (<0,5–4 км) и глубиной 50–200 м, причем ни одно из этих значений не меняется последовательно по всей длине. Форма их поперечного сечения имеет тенденцию меняться от V-образной в верховьях до U-образной в нижнем течении. Отдельные долины образуют взаимосвязанные разветвленные сети, обычно длиной менее 200 км и впадающие в местные топографические понижения. [1] Форму долин притоков обычно описывают как «короткие» или аналогичный термин, подразумевающий небольшую длину вдали от магистральных ручьев и амфитеатрические окончания в их истоках. [1] [5] Многие авторы описывают плотность дренажных сетей как обычно намного ниже, чем можно было бы наблюдать на Земле. [6] [7] [8] хотя в литературе также поднимается вопрос о том, в какой степени это может быть артефактом разрешения изображения, ухудшением ландшафта или предвзятостью наблюдателя. [1] [2]
Однако более поздние изображения также подчеркнули, что термин «сеть долин» включает в себя большое количество различных форм долин в разных масштабах в разных геологических условиях Марса. [2] Любую разветвленную систему долин в масштабе меньше, чем канал оттока, можно назвать сетью долин, вероятно, включающей в себя большое разнообразие геоморфологических процессов формирования. Некоторые сети долин простираются на расстояние более 2000 км по марсианскому ландшафту. Некоторые могут изменить ширину ниже по течению. Некоторые из них имеют плотность дренажа, которая соответствует некоторым земным значениям. [9] Присутствуют более узкие и менее глубокие сети долин, но, вероятно, они более редки, чем их более крупные аналоги. [1]
В большинстве сетей долин более поздние эоловые процессы привели к отложению переносимых ветром отложений на дне долин, скрывая природу канала, который, должно быть, прорезал их. На Земле долина – это впадина с плоским дном, по которой проходит канал, несущий сток воды. Однако из-за более поздних отложений на Марсе почти во всех случаях неясно, содержат ли днища долин отдельные структуры каналов или они полностью затоплены потоками. Нанеди Валлес — редкий пример, когда канал был идентифицирован. [3] хотя новые изображения с более высоким разрешением снова продолжают выявлять больше таких структур со временем. [10] Этим объясняется предпочтение в литературе термина «сеть долин», а не «сеть каналов», хотя в некоторых работах есть тенденция путать эти два понятия при интерпретации этих структур. [2]
Распространение и возраст
[ редактировать ]
Сети долин очень сильно сконцентрированы на кратерированных южных возвышенностях Марса. равнины гесперианского периода Лавовые северного полушария в целом почти полностью не расчленены. Однако из этого обобщения есть значительное количество исключений - в частности, многие гесперианские и более молодые вулканы имеют сети, а также некоторые другие области. [1] Эти долины также кажутся качественно «более свежими» и менее деградированными, чем долины в высокогорье (например, долина Нанеди).
Однако в более мелких масштабах распределение долин, где они присутствуют, весьма неоднородно и прерывисто. В горной местности нередко можно обнаружить сильно расчлененные склоны, непосредственно примыкающие к почти полностью неизмененным поверхностям, как на уровне долин, так и на уровне водосбора. Долины также регионально сгруппированы: с небольшим расчленением на северо-западе Аравии , а также на юго-западе и юго-востоке Эллады , но с большей частью на Терра Киммерия и к югу от экватора от 20 до 180 ° восточной долготы. Они также гораздо более заметны на более крутых склонах. [2] например, на краях кратеров, но опять же может присутствовать только на одной стороне такого края. [1]
К сожалению, в целом небольшой размер отдельных водосборов и относительная узость составляющих их долин означают, что датировать сеть долин с помощью традиционных методов подсчета кратеров чрезвычайно сложно (хотя и не невозможно). [11] ). Концентрация долин в южных высокогорьях нойского периода и их разреженность на северных гесперианских равнинах в сочетании с независимыми оценками снижения на несколько порядков глобальной скорости марсианской эрозии в конце нойского периода, [12] вероятно, указывает на то, что большинство сетей были отключены в этот ранний период. [1] Однако каналы на гесперианских поверхностях однозначно демонстрируют, что процессы формирования долин действительно продолжались, по крайней мере, в некоторых местах, по крайней мере, некоторое время после Ноаха. могли образоваться горные сети Некоторые данные подсчета кратеров даже позволяют предположить, что в Амазонке . [11]
Формирование и значение истории марсианского климата
[ редактировать ]
Механизмы и предполагаемая среда формирования долин остаются спорными. Столь разнообразные процессы, как оледенение, массовое истощение, разломы и эрозия под действием CO 2 , ветра и лавы, в какой-то момент были задействованы в формировании некоторых сетей и могут играть важную роль локально в некоторых регионах Марса. Однако большинство авторов согласны с тем, что жидкая вода, должно быть, сыграла роль в формировании основной массы долин, в основном на основании как известного широко распространенного распространения льда на Марсе, так и физических свойств жидкой воды (например, вязкости ), которые почти однозначно позволяют ему течь на тысячи километров вниз в виде потоков. [1] Особенности русел на том, что интерпретируется как эродированные дельты у подножия некоторых сетей (например, в кратере Эберсвальде ), также однозначно связаны с образованием текущей воды — например, извилистые, извилистые каналы с меандровыми отсечками , которые имеют внутренне согласованную гидравлическую геометрию, соответствующую очень близко к тому, что можно было бы ожидать в речных руслах на Земле. [13] Независимые доказательства также предполагают существование жидкой воды на поверхности или очень близко к ней в различные периоды марсианской истории, например, эвапориты на Плануме Меридиани и повсеместное водное изменение горных пород на холмах Колумбия , оба исследования которых исследовались марсианскими марсоходами .
Помимо этого, существует несколько различных сценариев, которые были предложены для объяснения формы и распределения долин как в пространстве, так и во времени. Каждый из них имеет свои собственные последствия, касающиеся палеоклимата Марса во время формирования сетей. Некоторые из них кратко изложены ниже. Также стоит подчеркнуть, что, как и на Земле, на поверхности Марса в разное время и в разных местах, вероятно, будут действовать разные механизмы формирования.
В августе 2020 года ученые сообщили, что сети долин в южных высокогорьях Марса , возможно, образовались в основном под ледниками, а не под свободно текущими реками воды, что указывает на то, что ранний Марс был холоднее, чем считалось, и что в его прошлом, вероятно, происходило обширное оледенение. [14] [15] [16]
1. Все как обычно, подземные воды подо льдом: холодный и сухой Марс
[ редактировать ]Этот сценарий пытается описать формирование сети долин, не обращаясь к условиям или процессам, отличным от тех, которые, как известно, существуют сегодня на Марсе. Моделирование показывает, что выходы грунтовых вод на поверхность могут произойти даже в современных условиях, но они очень быстро замерзнут. Однако, согласно этому предположению, ледяной покров может достаточно хорошо изолировать воду, текущую под ним, чтобы обеспечить транспортировку на большие расстояния (и связанную с этим эрозию), подобно тому, как лавовая труба изолирует расплавленную лаву внутри себя. [17]
Долины обычно имеют много особенностей, которые на Земле обычно (хотя и не исключительно) [18] ), связанные с подтоплением грунтовых вод - например, амфитеатровые верхние стены, постоянная ширина долины вниз по течению, плоские или U-образные полы и крутые стены. [19] Однако без какого-либо механизма пополнения предполагаемых водоносных горизонтов, вызывающих эту просачивание, т. е. какого-то гидрологического цикла, крайне маловероятно, что сможет просачиваться достаточно воды, чтобы прорезать все долины, образовавшиеся в нойском периоде. Несмотря на это, эта базовая модель может оставаться полезной для понимания более ограниченных долин, сформировавшихся позже в гесперском и амазонском периодах. [1]
2. Источники подземных вод, гидрологический цикл: холодный, влажный Марс.
[ редактировать ]Эти модели расширяют модель холодного и сухого Марса, представляя механизмы, посредством которых подземные водоносные горизонты, обеспечивающие грунтовые воды, могли бы пополняться в ранней истории Марса. Таким образом, они требуют определенного рода устойчивого круговорота воды в долгосрочной перспективе в нойском периоде, но не требуют явного требования, чтобы эта вода была жидкой или выпадала в виде осадков . Это означает, что Марс не обязательно должен быть теплым (т.е. выше нуля) в своей ранней истории, в соответствии с современными климатическими моделями. [4]
Глобальная циркуляция подземных вод
[ редактировать ]Было предложено [20] что водоносные горизонты могут пополняться в масштабах геологического времени за счет последовательности сублимации замерзших выходов, атмосферной циркуляции пара к южной полярной ледяной шапке, повторного отложения его на шапке, базального таяния под ледяной массой и циркуляции подземных вод на глобального масштаба. Этот механизм привлекателен, поскольку он не требует особых предположений о радикально отличающемся климате прошлого и хорошо согласуется с независимыми теориями о происхождении марсианских каналов оттока на территориях хаоса как крупных нарушений водоносных горизонтов. Однако гидростатический напор , создаваемый этим механизмом, не мог питать многочисленные каналы на высоте выше основания южной полярной шапки. [21]
Местная циркуляция подземных вод
[ редактировать ]Соответствующая модель предполагает, что локально генерируемое тепло может вызвать просачивание и пополнение подземных вод локального масштаба либо в результате интрузивного вулканизма, либо в результате интрузивного вулканизма. [22] или ударный нагрев. [23] [24] Однако эта версия с трудом объясняет более длинные и крупные сети долин: если вода потечет на сотни или тысячи километров от источника тепла, земля снова замерзнет, и подпитка снова станет невозможной. [1]
3. Полный активный гидрологический цикл: Теплый влажный Марс.
[ редактировать ]Многие из сетей нойских долин имеют особенности, явно указывающие на происхождение от распределенных осадков: разветвленные сети, долины, начинающиеся с узких гребней, V-образные поперечные профили, диффузионное поведение склонов холмов. И наоборот, используя только геоморфологические данные, очень сложно построить веские аргументы против происхождения осадков в результате осадков. [2] Осадки также обеспечивают прямой механизм пополнения подземных водоносных горизонтов, которые, несомненно, существуют и имеют важное значение в некоторых случаях (как на Земле). Эти осадки могли выпадать в виде дождя или снега (с последующим таянием на земле), но в любом случае требуется значительно более влажная и, следовательно, более теплая и плотная атмосфера, чем существует в настоящее время. Более теплый и влажный нойский период также подтверждается независимыми наблюдениями за скоростью выветривания горных пород, кратерными озерами нойского периода и геологией нойского периода на местах спускаемых аппаратов.
Основная трудность этой модели заключается в том, что при моделировании марсианского климата возникают трудности с надежным моделированием теплого и влажного нойского периода, в основном из-за расстояния между Солнцем и Марсом по сравнению с Землей, а также из-за предполагаемого более слабого Солнца в ранней Солнечной системе. [4] Кроме того, парниковая атмосфера CO 2 -H 2 O для потепления климата должна была оставить обширные отложения карбонатных пород, которые не были обнаружены. Также существуют проблемы с поддержанием такой атмосферы в течение достаточно долгого времени, чтобы позволить сформироваться долинам, поскольку невыветрившиеся базальты, столь распространенные на Марсе, должны образовывать чрезвычайно эффективные поглотители углерода , особенно если поверхность влажная. [25] а продолжающиеся удары из космоса в ранней истории Марса должны быстро уничтожить всю атмосферу. [26]
Решения этого очевидного противоречия могут включать в себя экзотические механизмы, которые не требуют устойчивого парникового режима CO 2 -H 2 O, такие как эпизодическое нагревание из-за вулканизма или ударов. Другими возможными вариантами (кроме неправильной интерпретации геологии и геоморфологии) являются дефекты физики или граничных условий для климатических моделей – более сильное Солнце, чем предсказывает современная теория, ошибочные предположения о следовых (но мощных) парниковых газах или неудачи в параметризация облаков CO 2 . [1]
Однако возможно, что дополнительные примеси газов вместе с CO 2 могли бы решить этот парадокс. Рамирес и др. (2014) [27] показали, что теплица с CO 2 -H 2 будет достаточно прочной, чтобы обеспечить температуру выше нуля, необходимую для образования долины. эта теплица с CO 2 -H 2 Впоследствии было обнаружено, что даже более эффективна, чем первоначально продемонстрировано Ramirez et al. (2014), [28] с теплыми растворами возможно при концентрации водорода и давлении CO 2 всего 1% и 0,55 бар соответственно. [29]
Ссылки
[ редактировать ]- ^ Jump up to: а б с д и ж г час я дж к л Карр, М.Х. (2006), Поверхность Марса. Кембриджская серия планетарных наук, издательство Кембриджского университета.
- ^ Jump up to: а б с д и ж Крэддок Р.А. и Ховард А.Д. (2002), Доводы в пользу осадков на теплом и влажном раннем Марсе, J. Geophys. Рез., 107(Е11), два : 10.1029/2001JE001505
- ^ Jump up to: а б Малин М.К. и Карр М.Х. (1999), Формирование подземных вод марсианских долин, Nature, 397, 589–592.
- ^ Jump up to: а б с Хаберле, Р.М. (1998), Ранние климатические модели, J. Geophys. Рез., 103(E12), 28467-79.
- ^ Бейкер, В.Р., и Партридж, Дж. (1986), Маленькие марсианские долины: первозданная и деградированная морфология, J. Geophys. Рез., 91, 3561–3572.
- ^ Пьери, Д. (1976), Распределение небольших каналов на поверхности Марса, Икар, 27,25–50
- ^ Брекенридж, Г. Р., Х. Э. Ньюсом и Бейкер, В. Р. (1985), Древние горячие источники на Марсе: происхождение и палеоэкологическое значение небольших марсианских долин, Геология, 13, 859–862.
- ^ Клиффорд, С.М. (1993), Модель гидрологического и климатического поведения воды на Марсе, J. Geophys. Рез., 98, 10 973–11 016.
- ^ Хайнек, Б.М., и Филлипс, Р.Дж. (2001), Свидетельства обширной денудации марсианского нагорья, Геология, 29, 407-10.
- ^ Яуманн, Р. (2005), Сети марсианских долин и связанные с ними речные особенности, как видно с помощью камеры высокого разрешения Mars Express (HRSC), LPSC XXXVI, Abstract 1815
- ^ Jump up to: а б Дом Дж. М. и Скотт Д. Х. (1993), Связь между возрастом и высотой марсианских каналов (аннотация), Лунная планета. наук, XXIV, 407–408.
- ^ Голомбек, М.П., и Бриджес, NT (2000), Скорость эрозии Марса и последствия для изменения климата: ограничения, связанные с местом посадки Pathfinder, J. Geophys. Рез., 105(E1), 1841–1853 гг.
- ^ Ирвин, Р.П., и Грант, Дж., представили рукопись.
- ^ «Ранний Марс был покрыт ледяными щитами, а не текущими реками: исследование» . физ.орг . Проверено 6 сентября 2020 г.
- ^ Крейн, Лия. «Древние долины на Марсе, возможно, были образованы ледниками» . Новый учёный . Проверено 6 сентября 2020 г.
- ^ Грау Галофре, Анна; Еллинек, А. Марк; Осинский, Гордон Р. (3 августа 2020 г.). «Формирование долины на раннем Марсе в результате подледной и речной эрозии» . Природа Геонауки . 13 (10): 663–668. Бибкод : 2020NatGe..13..663G . дои : 10.1038/s41561-020-0618-x . ISSN 1752-0908 . S2CID 220939044 . Проверено 6 сентября 2020 г.
- ^ Сквайрс, С.В., и Кастинг, Дж.Ф. (1994), Ранний Марс: Насколько теплый и насколько влажный?, Science , 265, 744-8.
- ^ Лэмб, М.П., Ховард, А.Д., Джонсон, Дж., Уиппл, К.Х., Дитрих, М.Е., и Перрон, Т. (2006), Могут ли источники превращать каньоны в скалы?, J. Geophys. Рез., 111, E07002, два : 10.1029/2005JE002663
- ^ Шарп, Р.П. и Малин, MC (1975), Каналы на Марсе, Геол. Соц. Являюсь. Бюлл., 86, 593–609.
- ^ Клиффорд, С.М. (1993), Модель гидрологического и климатического поведения воды на Марсе, J. Geophys. Рез., 98, 10973-1016
- ^ Карр, М.Х. (2002), Высота изношенных водой объектов на Марсе: последствия для циркуляции подземных вод, J. Geophys. Рез., 107(Е12), 5131, дои : 10.1029/2002JE001963 .
- ^ Гулик, В.К. (1998), Магматические интрузии и гидротермальное происхождение речных долин на Марсе, J. Geophys. Рез., 103, 19365-87.
- ^ Ньюсом, HE (1980), Гидротермальные изменения слоев ударного расплава с последствиями для Марса, Icarus, 44, 207-16.
- ^ Салезе Ф., Г. Ди Ахилле, А. Неземанн, Г. Г. Ори и Э. Хаубер (2016), Гидрологический и осадочный анализ хорошо сохранившихся палеофлювиально-палеоозёрных систем в Моа-Валлес, Марс, J. Geophys. Рез. Планеты, 121, 194–232, doi:10.1002/2015JE004891
- ^ Поллак, Дж. Б., Кастинг, Дж. Ф., Ричардсон, С. М. и Полякофф, К. (1987), Аргументы в пользу теплого влажного климата на раннем Марсе, Икар, 71, 203-24.
- ^ Карр, М.Х. (1999), Сохранение атмосферы на раннем Марсе, J. Geophys. Рез., 104, 21897-909.
- ^ Рамирес, Р.М., Коппарапу, Р., Цуггер, М.Э., Робинсон, Т.Д., Фридман, Р., и Кастинг, Дж.Ф. (2014). Потепление раннего Марса с помощью CO 2 и H
2 . Природные геолого-геофизические исследования, 7(1), 59-63. - ^ Вордсворт Р., Калугина Ю., Локштанов С., Вигасин А., Эльманн Б., Хед Дж., ... и Ван Х. (2017). Переходное снижение парникового потепления на раннем Марсе. Письма о геофизических исследованиях, 44(2), 665-671.
- ^ Рамирес, Р.М. (2017) Более теплое и влажное решение для раннего Марса и проблемы с временным потеплением. Икар, 297, 71-82.
