Staré zalednění na Marsu Jeffrey S. Kargel, Robert G. Strom OBSAH Velké množství anomálních krajinných útvarů na Marsu může být přiřazeno zalednění, včetně působení ledu a tající vody. Glaciální kraj ina se vyskytuje předevšňn jižně od -33° šířky a na Severní plošině, takže se nabízí pojmenování Jižní a Severní ledový štít. Hustota kráterů na zaledněných terénech ukazuje, že poslední ledová doba se odehrála v pozděj ší historii Marsu. To znamená, že Mars mohl mít relativně teplé, vlhké klima a hustou atmosféru mnohem déle, než se původně myslelo.
pretace se liší od předchozích v několika ohledech. Konstatujeme, že mnoho různých útvarů ledovcového typu pokrývá široké oblasti v organizovaných, dobře integrovaných plošných sekvencích a asociacích charakteristických pro pozemské glaciální oblasti. Tento článek shrnuje naše výsledky a rozšiřuje j e na několik důležitých aspektů, které byly prezentovány v předběžných referátech, zahrnuje příklady regionálních glaciálních terénů na Marsu, globální distribuci a individuální charakteristiku jednoho typu glaciálních útvarů - eskerů ' a chronologii zalednění. POZOROVANÍ A INTERPRETACE
ÚVOD Klikaté hřbety Mars je složitá a dynamická planeta. Její povrch byl utvářen mnoha silami, z nichž některé působily spotečně, jiné nezávisle. Velká rozmanitost povrchových rysů byla vysvětlována individuálně různými mechanismy jako impakty, tektonikou, vulkanismem, činností větru, působením řek, j ezer, moří, ledovcem a jevy souvisejícími s ledovcovou činností. Zjistili jsme, že ledovcová (glaciální) teorie integruje mnoho zdánlivě nezvyklých pozorování vyžadujících mnoho procesů pod jednoduché, sjednocující vysvětlení, Tato teorie dobře fungovala při vysvětlování mnoha aspektů terrestrické geomorfologie; absence glaciální teorie by vyžadovala mnoho různých a neobvyklých mechanismů operujících nezávisle, aby vytvořily některé pozemské terény, jejichž vznik j e možno vysvětlit jednoduše a pochopitelně zaledněním. Pro pádné morfologické podobnosti mezi mnoha marťanskými p o v r c h o v ý m i ú t v a r y a t e r r e s t r i c k ý m i ledovcovými rysy, a pro sjednocující aspekty glaciální teorie považujeme glaciální interpretaci jistých částí krajiny za uvěřitelnější než mnoho nezávislých mechanismu. Zalednění bylo navrženo již dříve v omezené míře k vysvětlení jistých rysů na Marsu. Naše glaciální inter-
Dlouhé klikatící se hřbety jsou po Marsu široce roz šířeny, částečně ve středních a vysokých šířkách, Obvykle formuj í rozsáhlé integrované, j akoby říční sítě (obr. 1 a 2). Navrhované hypotetické analogie zahrnuj í vrásové hřbety, lávové proudy, vyvětralé vulkanické žíly, vyvětralé klasické žíly, podélné písečné duny, říční nebo jezerní kosy nebo bary (různé typy písečných nánosů), převrácenou proudovou topografii a ledovcové eskery. Všechny navrhované pozemské analogie, kromě eskerů, mají vážné nedostatky co se týče detailní morfologie, planimetrické struktury anebo měřítka, Zatímco propagovaných interpretací marťanských klikatých hřbetů j e stejné množství jako autorů, kteří o nich psali, v jednom bodě se shodují: marťanské klikaté hřbety připomínají pozemské eskery. Přes tuto podobnost "eskerová hypotéza" nevznikla zdánlivě pro povšimnutou absenci útvarů spojených s činností ledovce. Nesdílíme tento dojem a považujeme "eskerovou hypotézu" za dosti odolnou, Eskery často vykazují nepravidelnosti, které proudové uloženiny normálně nemají. Jsou to: 1) kříŽení topografických předělů (proudění vody v ledo-
1) Esker - pod ledovcem a v jeho nitru existuje řada prostor - jato normální řeky a také vyplňují své dno sedimenty. Tyto sedijakychsi tunelu, kudy proudí voda. Tyto vodní toky se chovají menty se pak po ústupu ledovce projevujíjako terénní elevace. Staré zalednění na Marsu
3
vých tunelech a na povrchu ledovce j e diktováno, kromě topografie podloží, topografií povrchu ledovce a jeho vnitřní stavbou); 2) velmi nízké a vysoké líhly připojení přítoků a přímočará stavba (proudění j e řízeno zlomy v ledovci, tlakovými hřbety, středními mořenami a dalšími glaciálními strukturami); 3) nápadné podélné nespoj itosti a variace v šířce a výšce eskerů, což způsobuje rozčle něný nebo korálkový vzhled. Také pozemské eskery bývaií takto rozčleněny nebo leží v tunelových údolích erodovaných pod ledovcem. Přes tyto spo lečné odchylky od normálních proudových charakte ristik pozemské eskery obvykle, vypadají j a k o r o z v ě t v e n á ř í č n í síť se s y s t é m e m p ř í t o k ů a samostatných ramen nebo jako osamělé křivolaké hřbety. Našli jsme na Marsu analogie pro všechny obvyklé typy pozemských eskerů. Některé z nich jsou na obrázku 1,2A, 2B, 2H a 21. Marťanské hřbety vykazují i další rysy dobře známé z pozemských eskerů, jež není snadné vysvětlit ji ným způsobem: subhorizontální zvrstvení a hřbetové hřebínky, které mohou být ostré nebo zakulacené, ploché nebo dvojité. Pozemské eskery dosahují po dobných rozměrů jako normální náplavové uloženiny, od 5 metrů do 500 km délky, 25 cm až 5 km šířky a několik centimetrů až 2 0 0 m v ý š k y . Marťanské klikatící se hřbety se vyskytují blízko hor ní hranice tohoto měřítka; samostatné hřbety měří 10 až 200 km v délce, široké jsou 0.3 až 3 km a vysoké jsou 20 až 160 metrů. Menší hřbety nemohou být na fotografiích z Vikingů rozlišeny. Marťanské klikaté hřbety odpovídají pozemským eskerům jak rozměrem, tak pláni metrickou struktu rou i detailní morfologií. Nyní přezkoumáme několik regionálních glaciálních útvarů. Argyre
Obr. 1 - Část p á n v e A r g y r e u k a z u j í c í různorodost glaciélních rysů. Délka zobrazené oblasti Je 650 tra. Detailní pohledy (zarámova né) jsou ukázány v obrázku 2. Osvětlení tohoto a následujících obrázků jde zleva. Vyšší vrcho ly vystupují 2 až 5 km nad přilehlé pláně.
4
Argyre, starý impaktní kráter ležící blízko 51° již. šířky a 42° délky, vykazuje některé z mnoha různých dokladů pro staré zalednění. Obrázky 1 a 2 ukazují některé z těchto rysů interpretovaných j a k o rozvětvené, jakoby keříčkovité a rozčleněné eskerové systémy; tunelová údolí; glaciální výplavy a plo šiny ledovcových j e z e r ; ostré skalní hřebeny vybroušené ledovcem, kary; skalní ledovce; ledovco vé hrnce; terasové kamy; kopce opracované ledem
Mropls
1/1994
rV
nebo tající vodou; ledovcové rýhy nebo hřbety. Led se zřejmé akumuloval v hor ském okraji Argyre (Charitum Montes) a na přilehlých kráterovaných vyvýšeninách, sklouzával do pánve a modeloval hory (obr. 1, 2C, 2D) a plošiny (obr. 2H) po c e s t ě . S o u č a s n ě se u k l á d a l rozvětvený systém eskerů (obr. 1, 2A, 2B) a formovaly se kolapsové struktury (obr. 2 F , 2G) na dně pánve, jak se ledovcový štít rychle ztrácel. Tající voda přitékala do pánve také z přilehlých vysočin, včetně regionu v němž dominují tunelová lídolí a eskery (blízko 55° j i ž . š í ř k y , 10°délky - obr. 21) sledovatelné až ke dnu pánve, kde končí v podobě divočících říčních jakoby deltových erozivnfch anebo nánosových komplexech (obr. 2E). Stálý přítok tající vody zřejmě vy ústil ve vytvoření rozsáhlého proglaciálnfho jezera (jezero před čelem l e d o v c e ) , na j e h o ž dně vznikla hladká j e z e r n í plošina (obr. 1,2A, 2B). Obrázek 2F uka zuje terasovité hrnce a terasovité tabulovité sedimenty, jenž domi nují místní krajině. Podobné terény nacházíme na Zemi v místech, kde docházelo k mohutnému odtávání Obr. 2 - A: Rozvětvená část klikatých hřbetů v pánvi Argyre. Hřbety jsou částečně p ř e k r y t y laločnatýml suťovými zástěrami a hladkými planinami. Šířka oblasti Je ~ 50 km. B: Systém klikatých hřbetů v Argyre místy ukazující zdvojení, zaoblení nebo naopak přiostření hřbetů. Hory vlevo dole ukazují uloženlny podobné aluviálním (výplavovým) vějířům, jež mohly být tvořeny tající vodou. Všimněte si, že krátery byly pohřbeny pod hladkou plání. Šířka " 50 km. C: Cbarltum Montes v Argyre mohou být silně přetvořeny zaledněním. Ostrý polokruhový hřbet (šipka) může být kráter přetvořený v kar. Zdá se, že z něj vycházejí vyplaveniny. Šířka " 120 km. D: Laločnaté suťové z á s t ě r y (skalní ledovec) vycházejí z karů v Charitum Montes. Šířka * SO km. E: Uloženlny divočících řek v Argyre. Šířka " 40 km. F: Kom
Staré zaíedněnf na Marsu
plexní terén na dně Argyre, možná formovaný masivním odtáváním ledovce, ukládáním v ledovcových jezerech a útesovou erozí způsobenou vlněním. Šířka " 35 km. G: Jámový terén na dně Argyre Interpretovaný jako terén s ledovcovými hrnci. Šířka ~ 40 km. H: Skulpturované dno Argyre (vlevo a dole) pravděpodobně erodované ledem a nebo tající vodou. Šipky ukazují segmentované eskery (vpravo dole). Suťový pokryv (vpravo), možná vyvrženlny kráteru Galle, částečně překrývá kopce a eskery, ale později byl odplaven a tím vznikly deprese o velikosti prstových jezer (vpravo nahoře). Šířka ~ 200 km. I: Kráte rové vysočiny východně od Argyre ukazují část Jakoby keříčkovitýcb eskerů (šipka vlevo nahoře) a systém tune lových údolí (šipka vpravo dole), sledovatelnýcb k divočí címu komplexu v E, Voda proudila směrem doprava dolů. Fotografie: Viking Orblter. 5
leda a sedimentaci v proglaciálních jezerech. To bylo spojeno se zanášením rozměrných bloků mrtvé ho ledu, který časem roztál a do vzniklých dutin se zřítily nadložní sedimenty. Tak vznikají výše zmínčné hrnce. Shrnuto, pánev Argyre by mohla ukazovat na významnou erozi a depozici ledem a tající vodou, což by vyžadovalo značnou produkci a
odtav ání ledu. Lalokovité suťové pokryvy splývající z hor v Argyre (obr. 1,2A, 2D) a i jinde mohou být skalní ledovce, reprezentující další postglaciální projevy nebo pozdější menší zalednění. Kromě těchto suťových pokryvů byla Argyre jen minimálně poznamenána pozdější degradací. Hellas Tato stará impaktní pánev, ležící blízko 45° již. šířky a 29° délky, rovněž vykazuje známky minulého zalednění. Obr. 3 ukazuje distribuci vybraných útva rů vyhlížejících jako glaciální. Obrázek 4A ukazuje
část Malea Pianům, tvořící vrchol a úbočí velké štíto vé sopky jihozápadně od Hellas. Silné vyleštění erozí j e podobné tvarem i měřítkem erozí lineovaným terénům v Kanadě a Antarktidě, kde působil ledovec svou obrušovací schopností, a nebo eroze způsobená tající vodou pod ledovcem. Zalednění j e na Marsu považováno za nejpravděpodobnější kvůli erozivní lineaci směřující po svahu dolů a kvůli erozivním zářezům kolem velkých impaktních kráteru, které rovněž ukazují na pohyb erozivního media směrem dolů po svahu (obr. 4A). Kromě toho, přidružené fluviální kanály jsou konsistentní s erozí tající vodou v subglaciálním a progladálmm prostředí (tedy pod a před ledovcem) ustupujícího ledovce. Lineovaný terén nemohl být přímo spojen s vulkanismem, neboť k jeho vzniku bylo třeba spíše erozivních než kon struktivních procesů. Tato erozivní událost se přiho dila dlouho poté, co regionální vulkanismus vyhasl. K tomuto časovému určení jsme došli na základě velké ho množství kráterů postrádajících vyvrženiny nebo majících tyto vyvrženiny silně erodované a také na
;
j ..-9'« »l«<»pf„'„ ' . » t t « . ' \ h « "«"»« l o b . "
»»
vrodí d
^7^,-——C C^.
—
/
/
• rodsd Seals,
i «•••" channels
crater km
300
A Obr. 3 - A; Glaciální geomorfologická mapa Hellas. B: Směr toku ledu (šipky). Povrchové struktury ukazují, že led měl tendenci téci po svahu dolů a rozšiřoval se do nej hlubších Částí pánve. LEGENDA; eroded cliff - orodovaný útes, channels - kanály, drumlins - drumliny, eskers - eskery, moraines - mořeny, ridges and scours - hřbety a naplaventny, fresh crater - čerstvý kráter, eroded crater - erodovaný kráter, grooved terrain - rýhovaný terén, ice stagnation topography - topografie stagnujícího ledovce, terminal moraine of the Hellas Lobe - čelní moréna laloku Hellas, pre Hellas Lobe - předbeilasový lalok, glaciated plains - zaledněné pláně.
6
Asiropís 1/1994
základě nízké hustoty kráterů majících čerstvé vyvr- depresí dosahují velikosti ledovcem vymodelovaných Ženiny. Nicméně, silné ledovcové rýhování mohlo byt pánví jako Velká jezera v Kanadě, James Bay a podpořeno účinným roztrháním značné rozpukaných Baltické moře. Systémy poněkud menších protaže vulkanických hornin. ných depresí formují paprskovité struktury podobné Rýhovaný terén končí v oblasti dna pánve Hellas formou i měřítkem glaciálním prstovým jezerům v charakterizovaném příčnými hřbety vypadajícími jako New Yorku, Aljašce, Skotsku a jinde... morény (obr. 4B), klikatými hřbety (eskery), útvary p o d o b n ý m i d r u m l i n á m a d a l š í m i d t v a r y Severní planiny podporujícími úvahy o g l a c i á l n í sedimentaci a masivním odtávání ledu. Přechod od eroze k depozici . Některé výzkumy zaznamenaly obloukovitě prohnuté, souhlasí přibližné s ostrým zlomem v gradientu způ zašpičatělé hřbety ^rozmístěné napříč mnoha částmi sobujícím, že na strmějším svahu led erodoval a na Severních planin. Často jsou označovány jako "terén mírnějším se zpomalil a ukládal materiál na dně obtisknutých palců". Tyto rysy byly interpretovány pánve. Ploché vrcholy některých jakoby-morénových jako ústupové morény nebo ledem vytlačené hřbety. hřbetů připomínající čelní fluvio-lacustrinní (říčně- Scott a Uaderwood si povšimli důležité souvislosti jezerní) morény ukládané ledovci v pozemských těchto terénů s komplexním systémem kanálů, jezerech. Tato interpretace souhlasí s ostatními dokla některé se hřbety na dně. Kanály byly interpretovány dy velkého proglaciálního jezera v této oblasti (obr. jako možné kanály tající ledovcové vody a hřbety 4C). Tyto doklady zahrnují možné proglaciální jezemí jako náplavové uloženiny. Některé další podobné te p l o š i n y , v í c e n á s o b n é ú t e s y p r a v d ě p o d o b n ě rény jsou rozmístěny napříč celými Severními plani reprezentující p o b ř e ž n í čáry a náhlé změny v nami. Terény obtisknutých palců jsou koncentrovány klikatosti a hloubce dosahu říčních kanálů ústících do do oblasti mezi 30° a 50° sev. šířky, obecně několik oblasti bývalého jezera za severovýchodu. set kilometrů severně od rozhraní nížin a vysočin. Velkou hloubku glaciální eroze v Hellas indikují výš Kromě toho se tyto terény objevují v Hellas poblíž ky vymodelovaných hřbetů na Malea Pianům (místy 40° již. šířky, 295° délky. kolem 500m) a nepřímo nepřítomností malých Na základě morfologie a měřítka systému hřbetů kráterů, k t e r é b y l y nejspíše odstraněny erozí navrhujeme, že kanály jsou subglaciálně erodovaná l e d o v c e m . Na z á k l a d ě k r á t e r o v é statistiky a tunelová údolí s eskery končící v oblasti subaquaticmorfologie předpokládáme, že průměrná hloubka ero kých De Geerových morén. Na Zemi j e toto běžná ze v tomto terénu j e asi 200m, to je totéž co v Kanadě. asociace. Měřítko těchto marťanských hřbetu by Množství erodovaného materiálu j e , alespoň kvantita indikovalo depozici v dosti hlubokých vodách, což je tivně, konsistentní s enormním množstvím materiálu konsistentní s přítomností moří a hlubokých jezer v uloženého na dně Hellas. Severních planinách zároveň s ledovcovými štíty. Jižní polární oblast Oblasti blízko 78°již. šířky a 40° délky dominuje největší a nejkomplexnější systém klikatých hřbetů (eskerů) na planetě, Dorsa Argentea. Některé části vy kazují strukturu přítoků a slepých ramen, zatímco jiné j s o u rozvětvené nebo přímočaré. Tento systém motivoval Howarda (1981) k návrhu, že to jsou eskery, ale nechal se zmást zdánlivou absencí přidru žených glaciálních útvarů. Nicméně my jsme zjistili pravý opak. Možné glaciogennf rysy zahrnují silně rýhovaný terén a hluboce vyleptané jámy, rysy pro někoho eolické, ale podle našeho názoru spíše vymleté proudy ledu. Některé z největších vymletých
Staré zalednění na Marsu
Globální distribuce glaciálních terénů Glaciální terény zde popsané představují jen několik důležitých příkladů. Neurčili jsme plný rozsah zalednění, ale objevili jsme více terénů, jež byly pravděpo dobně zaledněny. Jsou koncentrovány jižně od 33° již. Šířky a v Severních planinách, což vnucuje představu dřívějšího Jižního a Severního ledovcového Štítu. Glaciální útvary na mnoha místech chybí, což dokazuje, že zalednění nebylo globální. Nejsevernější části Argyre a Hellas nevypadají, že by bývaly zaledněné, jak ukazují říční rokle a zřejmá absence glacigenních útvarů. Masívy v Hellas Montes ukazují přechod od souvislých pokryvů suťovými plášti (skal-
7
ní ledovec nebo špinavý zbytkový led) jižně od 42° již. šířky k strouho vité erozi a absenci suťových plášťů severně od 38° již. šířky. Ve středních šířkách jsou na jižních svazích dobře vyvinuté suťové pokry vy a jakoby karové rysy, ale severní svahy j s o u rozbrázděny říční nebo dešťovou erozí. To znamená, že severní hranice zalednění na jižní polokouli byla zhruba na 40°již. šířky v Argyre, 33°již. š. v Hellas a 40° již. š. v Hellas Montes. Led možná pokrýval až 18% povrchu Marsu (2x větší plocha než Antarktida) v podobě nepřerušeného Ialokovitého Štítu na jižní polokouli, plus neurčitou, ale významnou část severní polokoule. Jiná možnost j e , že mohlo e x i s t o v a t n ě k o l i k o d d ě l e n ý c h ledovcových štítů na jižní polokouli, každý srovnatel ný s Grónským a Fennoskandinávským ledovcem, a že pokrývaly jen asi 4% povrchu Marsu. DISKUSE Tvoření a ablace ledovců na Marsu ukazuje, že na Marsu existovaly zcela odlišné klimatické podmínky než jsou dnešní. Rozvíjející se ledovce vyžadují stálý přísun sněhu během zimy, jež se akumuluje rychleji než stačí ledovec odtávat a subíimovat během zimy. Sněhové srážky nemusí být velké, pokud se dostateč ně dlouho konzervují. Ve skutečnosti se marťanské ledovce mohly formovat při ještě nižším množství srážek než j e v Antarktických suchých údolích, pokud při tom byly dostatečně nízké teploty. Naopak ustupující ledovce vyžadují teplejší nebo sušší periglaciální podmínky, kde led podléhá ablaci rychleji 8
Obr. 4 - A: Lineo va ny t e r é n v H e l l a s , možná formovaný glaclélníra vymletím. Šířka " 250 km. Některé k r á t e r y mají v y v r ž e n i n y . Některé v ě t š í k r á t e r y zdánlivě r o z p t y lují p r o u d kolem svých okrajů. Sklon svahu vlevo naho r u . B: Z a š p i č a t ě l é hřbety ( šipky ) v Hellas interpretované Jako čelní morény. Hřbítk o v i t é u l o ž e n i n y může b ý t b a z á l n í raoréna. Šířka " 250 km. C: Možná oblast proglaciálního J e z e r a v severovýchodní části Hellas ukazuje glaciolacustrlnní pláně (dole a vlevo), v l n ě n í m vytvořené útesy (výrazná diagonální s t r u k t u r a a méně v ý r a z n ý s r a z v oblasti p l á n í , v p r a v o dole) a změny v morfologii k a n á l ů Jak vstupovaly do Jezera. Regionální sklon s v a h u směřuje doleva dolů. Šířka " 270 km. než se stačí akumulovat. Nejvíce marťanských glaciálních rysů vzniklo za podmínek stagnujícího nebo ustupujícího ledovce, kdy se led tavil, což může ukazovat na kolaps hlavně kvůli povrchovému tavení ohřátého ledu. Jinak řečeno, j e k tomu potřeba hustá atmosféra s panujícím skleníkovým efektem. Nebo mohl být kolaps způsoben geotermálním tavením, pod chladným zbytkem ledovce. My preferujeme povrchové tavení, protože některé proglaciální terény vykazují pobřežní erozi, což ukazuje na alespoň sezónní podmínky bez ledu. Kromě toho celé rozložení glaciálních terénůje podobné jako na Zemi z dob rychlého kolapsu Pleistocénních ledovců, způ sobeného celkovým oteplením klimatu. Zdrojem ledovců na Zemi jsou oceány. Formování vyzrálé glaciální krajiny vyžaduje extenzivní vodní cyklus. Tento cyklus zahrnuje vypařování z oceánů, atmosférický transport a vypadávání v podobě sněhu na ledovec, transport ledovce a tající vody zpět do oceánů. Kanadská glacigenní krajina j e produktem přes 2 milióny let trvajícího zalednění. Za tu dobu bylo uloženo asi 200 km ledu, předpokládáme-li ročAstropls
1/1994
ní přírůstek 10 cm. Při dané tloušťce ledovce 2 km to znamená, že hmota ledovce prodělala lOOx cyklus roztavení a zmrazení. Přítomnost rozšířených vyzrálých glacigenních terénů na Marsu ukazuje na podobnou úroveň glaciální aktivity, jednoznačně vy žadující extensivní vodní cyklus. Zdrojem Maršových ledovců mohly být občasné se verní oceány. Vypařování z oceánů mohlo být vyváženo srážkami hlavně ve vysokých jižních šířkách a na vysokých elevacích. Množství vody ekvivalentní množství ledu v Jižním ledovém štítu 2 - 10 * l O ^ k m j e srovnatelné s 1 - 7 * 1 0 k m potřebných k vytvoření hypotetického oceánu a je konsistentní s ostatními odhady objemu vody na Marsů. Relativní stáří zalednění bylo určeno ve čtyřech regionech (Argyre, Hellas, Dorsa Argentea a Northern Plains) použitím kráterových a superpozičních vztahů. Hustota čerstvých impaktních kráterů s vyvrženinami indikuje, Že nejmladší glaciální epizody ve všech čtyřech regionech proběhly během Amazonian periody (tzn. pozdě v Maršově historii). V rámci nepřesností j s o u data konsistentní se současným zaledněním v těchto oblastech, ale neplyne z meh tento požadavek přímo. Hustá CO atmosféra byla navržena pro periodu Noachian ( éra těžkého bombardování) aby se zdů vodnily jakoby-říční údolí datovaná do tohoto období. Nicméně stratigrafické stáří Maršových glaciálních rysů ukazují, že tento typ atmosféry byl přítomen mnohem později. Rozdělení velikostí kráterů a nízká hustota kráterů vyžadují, aby zaledění proběhlo dlouho po éře těžkého bombardování Marsu. Podle současných modelů historie impaktního kráterování na Marsu se zdá, že zalednění proběhlo nejpozději před 0.25 Ga (mld. let) a nejdří ve před 2.3 Ga, v každém případě v druhé polovině Maršový historie. Není nutné, aby hustá atmosféra přetrvala z Noachian do Amazonian. Spíše takové podmínky mohly být přechodné. Ačkoliv j e doba trvání zalednění značně nejistá, musela to být jen malá část geologického času. Čas nutný k vytvoření vvzrálých glaciálních souborů na Zemi j e kolem 10 - 10 let. Průměrná intenzita glaciální eroze v Kanadě během 2 mil. let zalednění byla asi 0.01 cm/rok. Jestliže stejnou intenzitu aplikujeme na Mars, pak 200 m glaciální eroze předpokládané pro Malea Pianům v Hellas vyžado 3
Staré zalednění na Marsu
7
3
valo také 2 mil. let. Ačkoli se velikost eroze na Marsu mohla lišit od pozemské, j e pravděpodobné, že byly řádově podobné. To znamená, že trvání za lednění na Marsu netrvalo méně než 10 a více než 2*10 let. Trvání blízko spodní hranice tohoto odhadovaného r o z m e z í j e k o n s i s t e n t n í s m o ž n ý m trváním důležitého mladého období říční eroze na Marsu. Tato geologicky krátká trvání ukazují, že Mars má historii dlouhých chladných, suchých a relativně neaktivních období přerušovaných krátkými teplými, vlhkými obdobími zvýšené aktivity. Baker přiřadil tato vlhká období zvýšené vulkano-tektonické akti vitě, katastrofickým uvolněním podpovrchové H 0 a COo a formaci geologicky přechodných oceánů a změnám klimatu. Baker také navrhl C 0 clathrát hydrát za hlavní zásobárnu C 0 . To navozuje myš lenku, že Mar sovo zalednění mohlo být způsobeno spíše clathrátem než pravým ledem. 7
2
2
2
ZÁVĚRY Morfologie, asociace a integrované regionální struk tury mnoha mariánských terénů jsou velmi podobné pozemským terénům a oblastem postiženým konti nentálním a alpinským zaledněním. Proto navrhuje me, že zalednění hrálo na Marsu významnou roli. Mnoho glaciálních terénů se vyskytuje jižně od 33° již. š. a v Severních planinách, což navozuje před stavu Jižního a Severního ledového štítu. Stratigra fické záznamy jsou konsistentní se současným zaledněním v několika regionech pozdě v Maršově historii (období Amazonian). Mnoho Maršových glaciálních útvarů bylo vytvořeno tající vodou, což zřejmě vyžadovalo rychlé tání ledovce, možná ana logické kolapsu velkých Pleistocenních ledovcových štítů na Zemi. Tato interpretace může napovědět, že Mars měl relativně teplé a vlhké klima a hustou atmosféru mnohem déle, než se původně věřilo. Méně pravděpodobné je, že se ledovce akumulovaly pomalu za chladných, ale vlhkých podmínek, a že jejich kolaps byl způsoben bazálním geotermáhiím tavením. Většina Maršových glaciálních terénů byla zachována jen s malou postglaciální modifikací, což ukazuje na rychlý přechod z relativně teplého a humidnmo prostředí k chladným a suchým podmín kám.
Přeložil a zpracoval David Rajmon 9
