Амазонийский период

Амазонийский период — период геологической истории Марса. Начался 3,46—2,0 млрд лет назад и продолжается до сих пор. Разделён на 3 эпохи^[1]:

раннеамазонийская (от 3,46—2,0 до 2,1—1,0 млрд лет назад),
среднеамазонийская (от 2,1—1,0 до 0,6—0,2 млрд лет назад),
позднеамазонийская (от 0,6—0,2 млрд лет назад до современности).

Период назван по равнине Амазония ( Amazonis Planitia — версия статьи «Равнина Амазония» на английском языке англ.) (лат. Amazonis Planitia), так как изначально (при изучении снимков «Маринера-9») его начало определялось как время образования поверхности одного из регионов этой равнины. Позже (по данным «Викингов») начало периода переопределили по одной из формаций Ацидалийской равнины, а с появлением ещё лучших данных (от Mars Global Surveyor и Mars Odyssey) — по породам Великой Северной равнины^[1].

В этом периоде откладывались как вулканические, так и осадочные породы. Раннеамазонийские отложения покрывают около 20 % поверхности планеты, среднеамазонийские — около 8 %, а позднеамазонийские — 4 %^[1].

ОписаниеПравить

В этом периоде климат Марса стал катастрофически быстро меняться. Происходили мощнейшие, но постепенно затухающие глобальные тектонические и вулканические процессы, в ходе которых возникли крупнейшие в Солнечной системе вулканы (Олимп), несколько раз сильно изменялись характеристики гидросферы и атмосферы, появлялся и исчезал Северный океан^[2]. Катастрофические наводнения, связанные с таянием криосферы, привели к образованию грандиозных каньонов: в долину Ареса с южных нагорий Марса стекал поток полноводнее Амазонки; расход воды в долине Касей превышал 1 млрд м³/с. Около миллиарда лет назад активные процессы в литосфере, гидросфере и атмосфере Марса значительно снизили интенсивность, и он принял современный облик. Виной глобальных катастрофических изменений марсианского климата считаются большой эксцентриситет орбиты и неустойчивость оси вращения, вызывающие огромные, до 45 %, колебания потока солнечной энергии, падающей на поверхность планеты; слабый приток тепла из недр Марса, обусловленный небольшой массой планеты, и высокая разрежённость атмосферы, обусловленная её быстрой диссипацией.

Геологические периоды Марса в млн лет

См. такжеПравить

ПримечанияПравить

↑ ¹ ² ³ Tanaka K.L., Hartmann W.K. Chapter 15 – The Planetary Time Scale // The Geologic Time Scale / F. M. Gradstein, J. G. Ogg, M. D. Schmitz, G. M. Ogg. — Elsevier Science Limited, 2012. — P. 275–298. — ISBN 978-0-444-59425-9. — doi:10.1016/B978-0-444-59425-9.00015-9.
↑ James L. Dickson, James W. Head, David R. Marchant. Kilometer-thick ice accumulation and glaciation in the northern mid-latitudes of Mars: Evidence for crater-filling events in the Late Amazonian at the Phlegra Montes (англ.) // Earth and Planetary Science Letters (англ.) (рус.. — Elsevier, 2010-06. — Vol. 294, iss. 3—4. — P. 332—342. — doi:10.1016/j.epsl.2009.08.031. Архивировано 27 июля 2020 года.

[Tanaka_2012-1] ¹ ² ³ Tanaka K.L., Hartmann W.K. Chapter 15 – The Planetary Time Scale // The Geologic Time Scale / F. M. Gradstein, J. G. Ogg, M. D. Schmitz, G. M. Ogg. — Elsevier Science Limited, 2012. — P. 275–298. — ISBN 978-0-444-59425-9. — doi:10.1016/B978-0-444-59425-9.00015-9.

[2] James L. Dickson, James W. Head, David R. Marchant. Kilometer-thick ice accumulation and glaciation in the northern mid-latitudes of Mars: Evidence for crater-filling events in the Late Amazonian at the Phlegra Montes (англ.) // Earth and Planetary Science Letters (англ.) (рус.. — Elsevier, 2010-06. — Vol. 294, iss. 3—4. — P. 332—342. — doi:10.1016/j.epsl.2009.08.031. Архивировано 27 июля 2020 года.

[1]

[2]