Zobrazení zdroje stránky Stratigrafie Marsu

[[Soubor:MarsTopoMap-PIA02031 modest cropped.jpg|náhled|Topografická mapa povrchu Marsu]]
'''Stratigrafie Marsu''' je vědní disciplína v [[planetologie|planetologii]], která se snaží rozčlenit základní [[stratigrafie|stratigrafické]] jednotky na [[Mars (planeta)|Marsu]]. V současnosti se skládá ze tří základních jednotek (tedy ''Noachian'', ''Hesperian'' a ''Amazonian''), které byly vyčleněny na základě fotografií [[Program Viking|sondy Viking]] ze 70. let 20. století, konkrétně z roku 1978, kdy byly definovány dvojicí autorů.<ref name="zaledneni">{{Citace monografie
 | příjmení = Souness
 | jméno = Colin
 | příjmení2 = Hubbard
 | jméno2 = Bryn
 | titul = Mid-latitude glaciation on Mars
 | vydavatel = Physical Geography
 | rok = 2012
 | počet_stran = 238–261
 | url = http://ppg.sagepub.com/content/36/2/238.abstract
}}</ref> Nyní, vzhledem k získávání stále nových dat ze sond z posledního desetiletí, které kolem Marsu obíhají či po něm jezdí, procházejí podstatnou [[revize|revizí]].{{Doplňte zdroj}} Vzhledem k tomu, že zatím není možné získat [[geologický vzorek|geologické vzorky]] přímo z hornin na [[Povrch Marsu|povrchu]], je celá stratigrafie založena na pozorování svrchní vrstvy kůry, respektive na projevech [[impakt mimozemského tělesa|impaktů]] cizích těles na povrch.

Množství [[Impaktní kráter|kráterů]], jejich překryv či stupeň [[eroze]] je směrodatným vodítkem, podle kterého se dá určit přibližné [[geologický čas|stáří]] pozorované části. Tato nepřímá metoda je tedy pouze orientační a tak se v budoucnosti může snadno stát, že velká část stratigrafie bude pozměněna, či upravena a že data o [[hornina|horninách]] budou zpřesněny. Současné členění je tedy jen orientační, slouží pro hrubý popis událostí.

Pro určování relativního stáří hornin se využívá model „stáří kráterů“, který je znám z [[Měsíc]]e. Oproti Marsu jsou totiž krátery na Měsíci velmi dobře zmapované a spočtené, jelikož je lidmi zkoumán z blízka po velmi dlouhou dobu, což dává možnost spočíst si četnost velkých zásahů a získat tak časovou osu. K tomu byl Měsíc také navštíven lidmi během projektu [[Program Apollo|Apollo]] ([[Apollo 11|11]] až [[Apollo 17|17]]), kteří přivezli vzorky [[měsíční hornina|měsíční horniny]] z místa přistání. Vzorky byly následně [[geochronologie|datovány]] pomocí [[rozpadová řada|rozpadových řad]], což určilo jejich absolutní stáří mezi 3,6 až 3,75 miliardami let.<ref name="rfr1">{{ISBN|0-521-87201-4}} strana 15</ref> Jelikož moduly přistávaly v místě s nízkým výskytem kráterů, došlo se k závěru, že od 3,8 miliard let byl povrch Měsíce těžce bombardován.<ref name="rfr1" /> Následným jednoduchým porovnáním stupně eroze kráterů, výskytem a jejich překrytu se dá zhruba datovat stáří oblastí na Marsu, které jsou krátery pokryty. Na tomto základě je v současnosti určováno stáří povrchu.

<center><timeline>
ImageSize = width:800 height:50
PlotArea = left:15 right:15 bottom:20 top:5
AlignBars = early

Period = from:-4500 till:0
TimeAxis = orientation:horizontal
ScaleMajor = unit:year increment:500 start:-4500
ScaleMinor = unit:year increment:100 start:-4500

Colors=
 id:prenoachicol value:rgb(0.7,0.4,1)
 id:noachicol value:rgb(0.5,0.5,0.8)
 id:hespericol value:rgb(1,0.2,0.2)
 id:amazonicol value:rgb(1,0.5,0.2)

PlotData=
 align:center textcolor:black fontsize:8 mark:(line,black) width:25 shift:(0,-5)

 text:Amazonian from:-3000 till:0 color:amazonicol
 text:Hesperian from:-3700 till:-3000 color:hespericol
 text:Noachian from:-4100 till:-3700 color:noachicol
 text:Pre-Noachian from:start till:-4100 color:prenoachicol
</timeline></center>
<center>Marsovská historie (V miliónech let)</center>

== Historie ==
[[Soubor:Mars Viking 11h016.png|náhled|Povrch planety tak, jak ho zachytil přistávací modul sondy Viking]]
První [[geologická mapa|geologické mapy]], dle kterých by se dala stratigrafie odvozovat, začaly vznikat až v době, kdy člověk byl schopen na povrchu zaznamenat podrobnější [[detail]]y. Tato doba je spojena s prvními kvalitnějšími snímky, které se začaly objevovat po úspěšné misi [[Program Viking|Viking]]. Na základě získaných dat, se začal tvořit první systém, dle kterého vzniklo první rozčlenění (''Scott'', ''Carr'' [[1978]],<ref>http://adsabs.harvard.edu/abs/1978rpgp.rept...89S</ref> ''Tanaka'' [[1986]]{{Doplňte zdroj}} a později Tanaka s kolektivem v [[1992]]<ref>http://adsabs.harvard.edu/abs/1992mars.conf..345T</ref>). Některé oblasti se ale nepodařilo sondě Viking prozkoumat, či data byla velmi slabá a tak velké oblasti území Marsu nebylo možno do systému zařadit. Tehdejší rozlišení fotografií současně ani neumožňovalo pozorovat menší detaily (některé mapy dosahovaly měřítka až 1:25 000 000.<ref>http://geopubs.wr.usgs.gov/i-map/i2727 {{Wayback|url=http://geopubs.wr.usgs.gov/i-map/i2727 |date=20070807140227 }} Legenda k této mapě</ref>) Na základě těchto map bylo možno provést první hrubé rozdělení na tři základní jednotky: ''Noachian'', ''Hesperian'' a ''Amazonian'' (viz dále).<ref name="anl">{{Citace elektronické monografie
| url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1986JGR....91..139T
| titul = Tanaka, Kenneth L.; The stratigraphy of Mars
| datum přístupu = 2007-08-20
}}</ref>

V posledních letech díky značnému úspěchu sond ([[Mars Global Surveyor]], [[Mars Reconnaissance Orbiter]] či [[Mars Express]]) a [[Mars Exploration Rover|roveru Mars Exploration]] na povrchu Marsu mají vědci lepší znalosti o geologické stavbě a jsou zásobeni kvalitními snímky, na kterých se dají pozorovat velmi podrobné detaily. Dále díky pracím sond Mars Express a Mars Global Surveyor, jsou schopni změřit [[Relativní nadmořská výška|relativní nadmořskou výšku]], která dále přináší neocenitelné poznatky o historii planety. Nová data se v současnosti odrážejí v přesnějších poznatcích a vedou k velké revizi stratigrafie Marsu.

== Základní členění ==

=== Noachian ===
[[Soubor:Acidalia.jpg|náhled|Krátery v oblasti [[Acidalia Planitia]]]]
Období ''noachinu'' je datováno do 3,7 miliard let, ale předpokládá se, že většina základních jednotek byla zformována okolo 4,1 miliard let (''Nimmo'' a ''Tanaka'', 2005<ref>http://adsabs.harvard.edu/abs/1985pggp.rept..509T</ref>) (oproti tomu starší zdroje uvádějí 3,8 až 3,5 miliard let){{Doplňte zdroj}}. V tomto období byl povrch planety vystaven extrémnímu bombardování cizími tělesy v největší míře za celou historii planety. Na 10<sup>6</sup> km<sup>2</sup> povrchu jednotky noachian bylo rozpoznáno na 200 kráterů větších než 5 km a 25 větších než 16 km. Hlavní část jednotky nebyla zatím přesně určena, ale předpokládá se, že většina velkých kráterů vznikla před 4,1 miliardy let (Nimmo a Tanaka, 2005).{{Doplňte zdroj}}

V této době na povrchu planety existoval vedle masivního bombardování také silný [[vulkanismus]], který pomáhal vlivem unikajících [[sopečné plyny|sopečných plynů]] vytvářet [[Podnebí|klima]] planety v podobě husté [[atmosféra|atmosféry]]. Docházelo ke vzniku vyboulení v oblasti [[Tharsis]]. Předpokládá se, že v této době na povrchu mohly existovat [[řeka|řeky]] a možná i [[oceán]],<ref>{{Citace elektronického periodika |titul= |url=http://www.aasmeeting.org/publications/baas/v33n3/dps2001/221.htm |datum přístupu=2007-08-08 |url archivu=https://web.archive.org/web/20070928132121/http://www.aasmeeting.org/publications/baas/v33n3/dps2001/221.htm |datum archivace=2007-09-28 |nedostupné=ano }}</ref> jelikož zde existovala [[voda]] v [[kapalina|kapalném]] stavu. Nové objevy naznačují, že v této době docházelo k pravidelným obrovským [[záplava|záplavám]].<ref>http://adsabs.harvard.edu/abs/1997LPI....28..807L</ref> Některé [[hypotéza|hypotézy]] pracují i s myšlenkou, že v této době mohl vzniknout na Marsu [[mimozemský život|primitivní život]]<ref>http://adsabs.harvard.edu/abs/2004eab..conf..313Z</ref> (i když žádné důkazy nebyly dosud předloženy).

Název jednotky je odvozen od oblasti '''[[Noachis Terra]]''', která se nachází mezi -20° a -80° a mezi 30° z. d. a 30° v. d.

=== Hesperian ===
Nejstarší oblasti ''hesperianu'' prošly doznívající vlnou masivního bombardování, což je možno pozorovat na množství kráterů. Po skončení hlavní vlny dochází k uklidnění a začátku masivního [[výlevný vulkanismus|výlevného vulkanismu]], kdy se do okolí rozlévaly do širokého okolí převážně [[Kyseliny|bazické]] (málo [[viskozita|viskózní]]) [[láva|lávy]]. Vznikala [[lávové jezero|lávová jezera]], která pomalu [[tuhnutí|tuhla]], čímž byly zformovány rozsáhlé [[kontinentální kůra|lávové štíty]]. Vulkanismus postupně s časem skomíral, což vedlo k postupnému ochlazování planety a řídnutí atmosféry. Voda se již na povrchu nemohla vyskytovat v tekutém stavu a přeměňovala se na [[led]], či unikla do [[kosmický prostor|kosmického prostoru]]. Některé teorie předpokládají, že část vody byla přeměněna na led a následnou erozivní činností překryta horninovým materiálem a v současnosti se nachází pod povrchem planety.<ref>http://mars.jpl.nasa.gov/odyssey/newsroom/pressreleases/20020528a.html</ref>

Na 10<sup>6</sup> km<sup>2</sup> povrchu jednotky hesperian bylo rozpoznáno 67 kráterů o průměru větším než 5 km a 400 kráterů větších než 2 km. Z těchto poznatků bylo odhadnuto, že jednotka je stará od 3,7 (jiné zdroje uvádějí 3,5 či 3,8<ref>http://www.lpi.usra.edu/education/K12/gangis/epoch.html</ref>) miliard let a skončila před 1,8 miliard let. Pojmenována byla podle oblasti '''[[Hesperia Planum]]''', která se nachází cca +10° a +35° a mezi 240° z. d. až 260° z. d.

=== Amazonian ===
[[Soubor:Amazonis planitia topo.jpg|náhled|Amazonis planitia]]
[[Soubor:Elysium_Vulkanos.jpg|náhled|[[štítová sopka|Štítové sopky]] v oblasti Elysium]]
Nejmladší jednotkou na povrchu planety byla nazvána ''amazion'' podle oblasti '''[[Amazonis Planitia]]''', která se nachází mezi oblastí [[Tharsis]] a [[Elysium]]. Její vznik je datován do období po 1,8 miliard let až do současnosti. Během této doby planeta ztratila většinu své atmosféry a voda na povrchu nemůže existovat ani v kapalném stavu a i led rychle [[sublimace|sublimuje]] z povrchu do atmosféry. Oproti předchozím jednotkám obsahuje jen několik větších kráterů, což koresponduje s jejím věkem. V tomto období nesporně ale docházelo ještě na povrchu k projevům vulkanismu, jelikož došlo ke vzniku [[Olympus Mons]] a dalších velkých sopek v oblasti.

Podle nejnovějších pozorování se zjistilo, že projevy vulkanismu na povrchu Marsu probíhaly vzhledem ke geologickému času v nedávné době před cca 150 milióny let.

(Některá literatura vyčleňuje další dvě podjednotky, které by měly tvořit jemnější přechod. Můžeme se setkat s Hesperian/Noachian a Amazonian/Hesperian (dle ''Henry J. Moore''<ref>http://geopubs.wr.usgs.gov/i-map/i2727/ strana 2-5</ref>). Tyto jednotky jsou vytvořením postupnějšího přechodu, který by lépe vystihoval přeměny v chování planety.)

== Přesná datace ==
Dokud nebudou na [[Země|Zemi]] vzorky přímo z povrchu Marsu, u kterých bude známé přesné místo odběru, zůstává datace pouhou [[aproximace|aproximací]] podmínek, které známe z Měsíce. Je téměř jisté, že absolutní datace marťanských hornin posune hranice jednotlivých [[perioda (geologie)|period]] a že pozmění stratifikaci. Na druhou stranu současný model je ten nejlepší, který jsme schopni vytvořit bez skutečných dat a jenž prozatím postačuje pro geologická studia historie planety.

== Odkazy ==

=== Reference ===
<references />

=== Literatura ===
* '''Carr, M. H. (Michael H.)''', ''The surface of Mars'', Cambridge ; New York : Cambridge University Press, 2006., {{ISBN|0-521-87201-4}}.

{{Mars}}
{{Autoritní data}}

{{Portály|Planetární vědy}}

[[Kategorie:Mars]]
[[Kategorie:Stratigrafie]]