火星の地質史

火星の地質学史は、観測、間接的および直接的な測定、さまざまな推論技術によって実証された火星の物理的進化に沿っています。地球と月の地質学史を推定するために使用された、いわゆる重ね合わせの法則や地層学など、ニコラス・ステノによって開発された17世紀の技術にまで遡る方法が、着陸船、軌道プラットフォーム、地球ベースの観測、火星隕石など、 いくつかの火星観測および測定リソースから入手できるデータに積極的に適用されています。

多くの太陽系天体の表面を観察すると、その進化に関する重要な手がかりが明らかになる。例えば、広がって大きな衝突クレーターを埋め尽くす溶岩流は、クレーターよりも新しいものと思われる。一方、同じ溶岩流の上にある小さなクレーターは、後の観測されていない地質学的イベントの産物であると推測できるため、溶岩と大きなクレーターの両方よりも新しいものと思われる。重ね合わせの法則と呼ばれるこの原理は、17世紀にニコラス・ステノによって初めて定式化された地層学の他の原理とともに、19世紀の地質学者が地球の歴史を古生代、中生代、新生代というよく知られた時代に分けることを可能にした。同じ方法論は後に月^[1]に適用され、その後火星に適用された^[2]。

衝突クレーターがよく保存されている惑星で使われるもう 1 つの地層学的な原理は、クレーター数密度です。単位表面積 (通常は 100 万 km ² ) あたりの一定サイズを超えるクレーターの数から、その表面の相対的な年齢がわかります。クレーターが密集している表面は古く、クレーターがまばらな表面は新しいです。古い表面には大きなクレーターが多く、若い表面には小さなクレーターがほとんど、またはまったくありません。これらの地層学的な概念は、火星の地質年代尺度の基礎となります。

地層学は、組成（固体、液体、閉じ込められたガス）の違いを示すことによって、岩石層と堆積物の相対的な年代を確立します。堆積速度に関する仮定が組み込まれることが多く、これにより、観察された堆積層のセット全体にわたって、さまざまな年代推定値が生成されます。

西暦の年代を較正する主な手法は放射年代測定です。さまざまな放射性物質を組み合わせることで、1 つの同位体に基づく年代推定の不確実性を改善できます。

地層の原理を用いると、岩石単位の年代は通常、互いの相対的な関係でしか決定できない。例えば、白亜紀を構成する中生代の岩石層がジュラ紀 の岩石の上にある（したがって、より若い）ことを知っていても、白亜紀やジュラ紀がどれくらい前であったかについては何も明らかにならない。地質年代の絶対的な年代を決定するには、放射年代測定などの他の方法が必要である。一般的に、これは地球上の岩石についてのみ知られている。地球に持ち帰られたサンプルに基づくと、月の特定の岩石単位の絶対的な年代も知られている。液体の水の不安定性の瞬間を導入するという提案もある。^[3]

^{火星の岩石単位に絶対年代を割り当てることは、}はるかに困難です。火星の衝突クレーター形成率の推定値を月と比較することで、火星の絶対年代（タイムライン）を決定するための数多くの試み^{[4] [5] [6]}が長年にわたって行われてきました。地質学的時間における単位面積あたりのクレーターサイズによる火星の衝突クレーター形成率（生成率またはフラックス）が正確にわかっている場合、クレーター密度も絶対年代を決定する方法を提供します。^[7]残念ながら、クレーターを数えることの実際的な困難さ^[8]とフラックスの推定の不確実性により、これらの方法から得られる年代には依然として大きな不確実性が生じています。火星隕石は、これまでに計算された年代と一致する年代測定可能なサンプルを提供していますが^{[9] 、隕石が火星のどこから来たのか（起源）は不明であるため、}年代層序学的ツールとしての価値は限られています。したがって、クレーター密度によって決定される絶対年代は、ある程度懐疑的に受け止めるべきです。^[10]

火星表面の衝突クレーター密度の研究^{[11] [12]}により、火星の地質史は4つの大まかな期間に分けられている。^[13]これらの期間は、これらの期間に遡る大規模なクレーターや広範囲にわたる溶岩流などの大規模な地表特徴を持つ火星の場所にちなんで名付けられている。ここで示されている絶対年齢はおおよそのものである。古いものから新しいものの順に、期間は以下のとおりである。

• プレノア期: 約45億年前( Gya )の惑星の集積と分化から、41億年前から38億年前のヘラス衝突盆地の形成までの^{期間。 [14]}この期間の地質学的記録のほとんどは、その後の浸食と高い衝突率によって消去されています。地殻の二分性は、アルギュレ盆地とイシディス盆地とともに、この時期に形成されたと考えられています
• ノアキス期（ノアキス・テラにちなんで名付けられた）：41億年前から約37億年前にかけて、火星の現存する最古の表面が形成された。ノアキス期の表面には、多数の大きな衝突クレーターの跡が残っている。タルシス隆起は、ノアキス期に、液体の水による大規模な浸食とともに形成されたと考えられており、河川の谷のネットワークが形成された。大きな湖や海が存在していた可能性がある。
• ヘスペリア期（ヘスペリア平原にちなんで名付けられた）：37億年前から約30億年前。広大な溶岩平原の形成が特徴。オリンポス山の形成はおそらくこの時期に始まった。 ^[15]壊滅的な水流出により、クリセ平原の周囲やその他の場所に広大な流出路が形成された。北部の低地に一時的な湖や海が形成された可能性がある。
• アマゾン期（アマゾニス平原にちなんで名付けられた）：30億年前から現在まで。アマゾン地域には隕石衝突クレーターはほとんどないが、それ以外は非常に多様である。この期間中、溶岩流、氷河/周氷河活動、および少量の液体水の流出が続いた。 ^[16]

時代:

ヘスペリア/アマゾンの境界の年代は特に不確かで、30億年から15億年前の範囲である可能性がある。^[17]基本的に、ヘスペリアは激しい爆撃の終わりから今日見られる寒くて乾燥した火星までの過渡期であると考えられている。

2006年、火星探査機マーズ・エクスプレスに搭載されたオメガ可視・赤外線鉱物マッピング分光計のデータを使用した研究者らは、火星の過去のさまざまな化学的風化によって生じた主な鉱物変化に基づいて、火星の別のタイムスケールを提案した。彼らは火星の歴史をフィロキアン、テイキアン、シデリカンの3つの時代に分けることを提案した。^{[18] [19]}

• フィロキアン（この時代を特徴付けるフィロケイ酸塩または粘土鉱物にちなんで名付けられた）は、火星の形成からノアキアン前期（約 40 億年前）頃まで続きました。オメガは火星の多数の場所でフィロケイ酸塩の露頭を特定しましたが、それらはすべてプレノアキアンまたはノアキアンの時代の岩石にのみ見られました（最も顕著なのはニリ・フォッサとマウルス渓谷の岩石露出です）。フィロケイ酸塩の形成には、水分が豊富なアルカリ性の環境が必要です。フィロキアン時代は火星の谷ネットワーク形成の時代と相関しており、豊富な地表水の存在につながる初期の気候であったことを示唆しています。この時代の堆積物は、火星の過去の生命の証拠を探すのに最適な候補であると考えられています。
• テイキアン（形成された硫酸塩鉱物を意味するギリシャ語の「硫黄」にちなんで名付けられた）は、約 35 億年前まで続きました。この時代は大規模な火山活動の時代で、大気中に大量の二酸化硫黄（SO 2 ）が放出されました。SO 2_{は水と結合して硫酸を多く含む環境を作り出し、水和硫酸塩（特に}キール石と石膏）の形成を可能にしました。
• シデリカン（ギリシャ語で鉄、つまり形成された鉄酸化物にちなんで名付けられた）は、35億年前から現在まで続いた。火山活動と利用可能な水の減少に伴い、最も顕著な表面風化プロセスは、大気中の過酸化物によって鉄を豊富に含む岩石がゆっくりと酸化され、惑星によく知られた色を与える赤い酸化鉄を生成することである。

• 火星 - 地質図 ( USGS、2014) (オリジナル /クロップ/フル/ ビデオ (00:56))。