Staré zalednění na Marsu

Transkript

1 Staré zalednění na Marsu Jeffrey S. Kargel, Robert G. Strom OBSAH pretace se liší od předchozích v několika ohledech. Konstatujeme, že mnoho různých útvarů ledovcového Velké množství anomálních krajinných útvarů na typu pokrývá široké oblasti v organizovaných, dobře Marsu může být přiřazeno zalednění, včetně působení integrovaných plošných sekvencích a asociacích chaledu a tající vody. Glaciální kraj ina se vyskytuje pře- rakteristických pro pozemské glaciální oblasti. Tento devšňn jižně od -33 šířky a na Severní plošině, takže článek shrnuje naše výsledky a rozšiřuje je na několik se nabízí pojmenování Jižní a Severní ledový štít. důležitých aspektů, které byly prezentovány v před- Hustota kráterů na zaledněných terénech ukazuje, že běžných referátech, zahrnuje příklady regionálních poslední ledová doba se odehrála v pozděj ší historii glaciálních terénů na Marsu, globální distribuci a indi- Marsu. To znamená, že Mars mohl mít relativně viduální charakteristiku jednoho typu glaciálních teplé, vlhké klima a hustou atmosféru mnohem déle, útvarů - eskerů ' a chronologii zalednění. než se původně myslelo. POZOROVANÍ A INTERPRETACE ÚVOD Klikaté hřbety Mars je složitá a dynamická planeta. Její povrch byl utvářen mnoha silami, z nichž některé působily spo- Dlouhé klikatící se hřbety jsou po Marsu široce roztečně, jiné nezávisle. Velká rozmanitost povrchových šířeny, částečně ve středních a vysokých šířkách, rysů byla vysvětlována individuálně různými mecha- Obvykle formuj í rozsáhlé integrované, j akoby říční nismy jako impakty, tektonikou, vulkanismem, sítě (obr. 1 a 2). Navrhované hypotetické analogie činností větru, působením řek, j ezer, moří, ledovcem zahrnuj í vrásové hřbety, lávové proudy, vyvětralé vula jevy souvisejícími s ledovcovou činností. Zjistili kanické žíly, vyvětralé klasické žíly, podélné písečné jsme, že ledovcová (glaciální) teorie integruje mnoho duny, říční nebo jezerní kosy nebo bary (různé typy zdánlivě nezvyklých pozorování vyžadujících mnoho písečných nánosů), převrácenou proudovou topografii procesů pod jednoduché, sjednocující vysvětlení, a ledovcové eskery. Tato teorie dobře fungovala při vysvětlování mnoha Všechny navrhované pozemské analogie, kromě aspektů terrestrické geomorfologie; absence glaciální eskerů, mají vážné nedostatky co se týče detailní teorie by vyžadovala mnoho různých a neobvyklých morfologie, planimetrické struktury anebo měřítka, mechanismů operujících nezávisle, aby vytvořily Zatímco propagovaných interpretací marťanských některé pozemské terény, jejichž vznik je možno vys- klikatých hřbetů je stejné množství jako autorů, kteří větlit jednoduše a pochopitelně zaledněním. Pro o nich psali, v jednom bodě se shodují: marťanské klipádné morfologické podobnosti mezi mnoha marťan- katé hřbety připomínají pozemské eskery. Přes tuto skými povrchovými útvary a terrestrickými podobnost "eskerová hypotéza" nevznikla zdánlivě ledovcovými rysy, a pro sjednocující aspekty glaciál- pro povšimnutou absenci útvarů spojených s činností ní teorie považujeme glaciální interpretaci jistých ledovce. Nesdílíme tento dojem a považujeme "eskečástí krajiny za uvěřitelnější než mnoho nezávislých rovou hypotézu" za dosti odolnou, mechanismu. Eskery často vykazují nepravidelnosti, které Zalednění bylo navrženo již dříve v omezené míře k proudové uloženiny normálně nemají. Jsou to: 1) křívysvětlení jistých rysů na Marsu. Naše glaciální inter- Žení 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 projevují jako terénní elevace. Staré zalednění na Marsu 3

2 vých tunelech a na povrchu ledovce je diktováno, kromě topografie podloží, topografií povrchu ledovce a jeho vnitřní stavbou); 2) velmi nízké a vysoké líhly připojení přítoků a přímočará stavba (proudění je 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 rozčleněný nebo korálkový vzhled. Také pozemské eskery bývaií takto rozčleněny nebo leží v tunelových údolích erodovaných pod ledovcem. Přes tyto společné odchylky od normálních proudových charakteristik pozemské eskery obvykle, vypadají jako rozvětvená říční síť se systémem přítoků 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 jiným způsobem: subhorizontální zvrstvení a hřbetové hřebínky, které mohou být ostré nebo zakulacené, ploché nebo dvojité. Pozemské eskery dosahují podobných rozměrů jako normální náplavové uloženiny, od 5 metrů do 500 km délky, 25 cm až 5 km šířky a několik centimetrů až 200 m výšky. Marťanské klikatící se hřbety se vyskytují blízko horní 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 strukturou i detailní morfologií. Nyní přezkoumáme několik regionálních glaciálních útvarů. Argyre Obr. 1 - Část pánve Argyre ukazující různorodost glaciélních rysů. Délka zobrazené oblasti Je 650 tra. Detailní pohledy (zarámované) jsou ukázány v obrázku 2. Osvětlení tohoto a následujících obrázků jde zleva. Vyšší vrcholy vystupují 2 až 5 km nad přilehlé pláně. 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 jako rozvětvené, jakoby keříčkovité a rozčleněné eskerové systémy; tunelová údolí; glaciální výplavy a plošiny ledovcových jezer; ostré skalní hřebeny vybroušené ledovcem, kary; skalní ledovce; ledovcové hrnce; terasové kamy; kopce opracované ledem 4 Mropls 1/1994

3 r- V nebo tající vodou; ledovcové rýhy nebo hřbety. Led se zřejmé akumuloval v horském okraji Argyre (Charitum Montes) a na přilehlých kráterovaných vyvýšeninách, sklouzával do pánve a modeloval hory (obr. 1, 2C, 2D) a plošiny (obr. 2H) po cestě. Současně se ukládal rozvětvený systém eskerů (obr. 1, 2A, 2B) a formovaly se kolapsové struktury (obr. 2F, 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 již. šířky, 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 vyústil ve vytvoření rozsáhlého proglaciálnfho jezera (jezero před čelem ledovce), na jehož dně vznikla hladká jezerní plošina (obr. 1,2A, 2B). Obrázek 2F ukazuje terasovité hrnce a terasovité tabulovité sedimenty, jenž dominují 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 překryty 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 zástěry (skalní ledovec) vycházejí z karů v Charitum Montes. Šířka * SO km. E: Uloženlny divočících řek v Argyre. Šířka " 40 km. F: Komplexní 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: Kráterové vysočiny východně od Argyre ukazují část Jakoby keříčkovitýcb eskerů (šipka vlevo nahoře) a systém tunelových údolí (šipka vpravo dole), sledovatelnýcb k divočícímu komplexu v E, Voda proudila směrem doprava dolů. Fotografie: Viking Orblter. Staré zaíedněnf na Marsu 5

4 leda a sedimentaci v proglaciálních jezerech. To bylo spojeno se zanášením rozměrných bloků mrtvého 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 útvarů vyhlížejících jako glaciální. Obrázek 4A ukazuje část Malea Pianům, tvořící vrchol a úbočí velké štítové sopky jihozápadně od Hellas. Silné vyleštění erozí je 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 je 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 konstruktivních procesů. Tato erozivní událost se přihodila dlouho poté, co regionální vulkanismus vyhasl. K tomuto časovému určení jsme došli na základě velkého množství kráterů postrádajících vyvrženiny nebo majících tyto vyvrženiny silně erodované a také na j..-9'«;»l«<»pf ' '.»tt«.'\h«"«"»«lob. "»» <i-> vrodí d ^7^,- C / i «" C^. / channels rodsd Seals, 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

5 základě nízké hustoty kráterů majících čerstvé vyvr- Ženiny. Nicméně, silné ledovcové rýhování mohlo byt podpořeno účinným roztrháním značné rozpukaných vulkanických hornin. Rýhovaný terén končí v oblasti dna pánve Hellas charakterizovaném příčnými hřbety vypadajícími jako morény (obr. 4B), klikatými hřbety (eskery), útvary podobnými drumlinám a dalšími dtvary podporujícími úvahy o glaciální sedimentaci a masivním odtávání ledu. Přechod od eroze k depozici souhlasí přibližné s ostrým zlomem v gradientu způsobujícím, že na strmějším svahu led erodoval a na mírnějším se zpomalil a ukládal materiál na dně pánve. Ploché vrcholy některých jakoby-morénových hřbetů připomínající čelní fluvio-lacustrinní (říčnějezerní) morény ukládané ledovci v pozemských jezerech. Tato interpretace souhlasí s ostatními doklady velkého proglaciálního jezera v této oblasti (obr. 4C). Tyto doklady zahrnují možné proglaciální jezemí plošiny, vícenásobné útesy pravděpodobně reprezentující pobřežní čáry a náhlé změny v klikatosti a hloubce dosahu říčních kanálů ústících do oblasti bývalého jezera za severovýchodu. Velkou hloubku glaciální eroze v Hellas indikují výšky vymodelovaných hřbetů na Malea Pianům (místy kolem 500m) a nepřímo nepřítomností malých kráterů, které byly nejspíše odstraněny erozí ledovcem. Na základě kráterové statistiky a morfologie předpokládáme, že průměrná hloubka eroze v tomto terénu je asi 200m, to je totéž co v Kanadě. Množství erodovaného materiálu je, alespoň kvantitativně, konsistentní s enormním množstvím materiálu uloženého na dně Hellas. depresí dosahují velikosti ledovcem vymodelovaných pánví jako Velká jezera v Kanadě, James Bay a Baltické moře. Systémy poněkud menších protažených depresí formují paprskovité struktury podobné formou i měřítkem glaciálním prstovým jezerům v New Yorku, Aljašce, Skotsku a jinde... Severní planiny. Některé výzkumy zaznamenaly obloukovitě prohnuté, zašpičatělé hřbety ^rozmístěné napříč mnoha částmi Severních planin. Často jsou označovány jako "terén obtisknutých palců". Tyto rysy byly interpretovány jako ústupové morény nebo ledem vytlačené hřbety. Scott a Uaderwood si povšimli důležité souvislosti těchto terénů s komplexním systémem kanálů, některé se hřbety na dně. Kanály byly interpretovány jako možné kanály tající ledovcové vody a hřbety jako náplavové uloženiny. Některé další podobné terény jsou rozmístěny napříč celými Severními planinami. Terény obtisknutých palců jsou koncentrovány do oblasti mezi 30 a 50 sev. šířky, obecně několik set kilometrů severně od rozhraní nížin a vysočin. Kromě toho se tyto terény objevují v Hellas poblíž 40 již. šířky, 295 délky. Na základě morfologie a měřítka systému hřbetů navrhujeme, že kanály jsou subglaciálně erodovaná tunelová údolí s eskery končící v oblasti subaquatických De Geerových morén. Na Zemi je toto běžná asociace. Měřítko těchto marťanských hřbetu by indikovalo depozici v dosti hlubokých vodách, což je konsistentní s přítomností moří a hlubokých jezer v Severních planinách zároveň s ledovcovými štíty. Jižní polární oblast Globální distribuce glaciálních terénů Oblasti blízko 78 již. šířky a 40 délky dominuje největší a nejkomplexnější systém klikatých hřbetů (eskerů) na planetě, Dorsa Argentea. Některé části vykazují strukturu přítoků a slepých ramen, zatímco jiné jsou rozvětvené nebo přímočaré. Tento systém motivoval Howarda (1981) k návrhu, že to jsou eskery, ale nechal se zmást zdánlivou absencí přidružených 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 Glaciální terény zde popsané představují jen několik důležitých příkladů. Neurčili jsme plný rozsah zalednění, ale objevili jsme více terénů, jež byly pravděpodobně 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- Staré zalednění na Marsu 7

6 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 pokryvy a jakoby karové rysy, ale severní svahy jsou 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 je, že mohlo existovat několik oddělených ledovcových štítů na jižní polokouli, každý srovnatelný 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 dostatečně dlouho konzervují. Ve skutečnosti se marťanské ledovce mohly formovat při ještě nižším množství srážek než je 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 Obr. 4 - A: Lineo vany terén v Hellas, možná formovaný glaclélníra vymletím. Šířka " 250 km. Některé krátery mají vyvrženiny. Některé větší krátery zdánlivě rozptylují proud kolem svých okrajů. Sklon svahu vlevo nahoru. B: Zašpičatělé hřbety ( šipky ) v Hellas interpretované Jako čelní morény. Hřbítkovité uloženiny může být bazální raoréna. Šířka " 250 km. C: Možná oblast proglaciálního Jezera v severovýchodní části Hellas ukazuje glaciolacustrlnní pláně (dole a vlevo), vlněním vytvořené útesy (výrazná diagonální struktura a méně výrazný sraz v oblasti plání, vpravo dole) a změny v morfologii kanálů Jak vstupovaly do Jezera. Regionální sklon svahu 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, je 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, způsobeného 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 je produktem přes 2 milióny let trvajícího zalednění. Za tu dobu bylo uloženo asi 200 km ledu, předpokládáme-li roč- 8 Astropls 1/1994

7 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 vyžadující extensivní vodní cyklus. Zdrojem Maršových ledovců mohly být občasné severní 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 * lo^km 3 je srovnatelné s 1-7 * 10 7 km 3 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 jsou 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 zdůvodnily 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 nejdříve 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 je doba trvání zalednění značně nejistá, musela to být jen malá část geologického času. Čas nutný k vytvoření vvzrálých glaciálních souborů na Zemi je kolem 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 vyžadovalo také 2 mil. let. Ačkoli se velikost eroze na Marsu mohla lišit od pozemské, je pravděpodobné, že byly řádově podobné. To znamená, že trvání zalednění na Marsu netrvalo méně než 10 a více než 2*10 7 let. Trvání blízko spodní hranice tohoto odhadovaného rozmezí je konsistentní s možným 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 aktivitě, katastrofickým uvolněním podpovrchové H 2 0 a COo a formaci geologicky přechodných oceánů a změnám klimatu. Baker také navrhl C0 2 clathrát hydrát za hlavní zásobárnu C0 2. To navozuje myšlenku, že Mar sovo zalednění mohlo být způsobeno spíše clathrátem než pravým ledem. ZÁVĚRY Morfologie, asociace a integrované regionální struktury mnoha mariánských terénů jsou velmi podobné pozemským terénům a oblastem postiženým kontinentálním a alpinským zaledněním. Proto navrhujeme, že zalednění hrálo na Marsu významnou roli. Mnoho glaciálních terénů se vyskytuje jižně od 33 již. š. a v Severních planinách, což navozuje představu Jižního a Severního ledového štítu. Stratigrafické 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 analogické 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 podmínkám. Přeložil a zpracoval David Rajmon Staré zalednění na Marsu 9