Hesperisk period

Den hesperiska perioden  är perioden för Mars geologiska historia (från 3,74–3,5 till 3,46–2,0 miljarder år sedan) [1] . Uppkallad efter Hesperian Plateau ( latin  Hesperia Planum ) eller Hesperides Plateau .

Det är uppdelat i 2 epoker [1] :

Beskrivning

Den hesperiska perioden kännetecknas av betydande vulkanisk aktivitet och katastrofala översvämningar som skapade utflödeskanaler på ytan . Den hesperiska perioden är en mellan- och övergångsperiod i Mars historia: vid denna tid förändrades klimatet från fuktigt och varmt, karakteristiskt för Noachperioden , till kallt och torrt, vilket kan observeras idag [2] . Den hesperiska perioden idag har ingen exakt datering. Dess början följer omedelbart efter slutet av det tunga bombardementet [3] och sammanfaller möjligen med början av månens senimbriska period [4] [5] för cirka 3,7 miljarder år sedan. Slutet på perioden är mindre exakt och dateras mellan 3,5 och 2 miljarder år sedan [6] [1] , den vanligaste uppskattningen är 3 miljarder år sedan. Den hesperiska perioden motsvarar ungefär i tid den tidiga arkeiska eonen .

Med slutet av det tunga bombardementet i slutet av Noachperioden blev vulkanismen den främsta orsaken till geologiska processer på Mars, vilket resulterade i bildandet av stora fällprovinser och gigantiska vulkaniska strukturer (patera) [7] . Början av bildandet av alla stora sköldvulkaner på Mars [8] , inklusive Olympus , hör till den hesperiska perioden . Med vulkaniska gaser kom en stor mängd svaveldioxid (SO 2 ) och vätesulfid (H 2 S) in i Mars atmosfär. Som ett resultat av vittringsprocesser började fyllosilikater att ersättas av sulfater [9] .

Uppenbarligen, i början av den sena perioden av den hesperiska perioden, minskade tätheten av Mars-atmosfären till moderna värden. När planeten svalnade bildade grundvattnet i planetskorpans tjocklek ett tjockt lager av permafrost som täckte de djupa zonerna med vatten i flytande fas. Som ett resultat av vulkanisk och tektonisk aktivitet bröt permafrostskiktet igenom och betydande volymer flytande vatten släpptes ut till ytan, som, som rann ner, bildade kanaler och raviner.

Det hesperiska systemet och den hesperiska perioden har fått sitt namn efter den hesperiska platån, en måttligt kraterad högbergsregion belägen nordost om Hellas-slätten . Denna region består av kuperade slätter som har eroderats kraftigt av vindar och som korsas av åsar som liknar de som finns i månens hav.

Under den hesperiska perioden hade Mars en permanent hydrosfär . Den norra slätten på planeten ockuperades då av ett salt hav med en volym på upp till 15-17 miljoner km³ och ett djup på 0,7-1 km (som jämförelse har Jordens Ishavet en volym på 18,07 miljoner km³) . Med vissa intervaller delades detta hav i två. Det ena havet, rundat, fyllde bassängen för nedslagsursprunget i Utopia -regionen , det andra, oregelbundet format, fyllde regionen på Mars nordpol. Det fanns många sjöar och floder på tempererade och låga breddgrader , och glaciärer på den södra platån. Mars hade en mycket tät atmosfär , liknande den på jorden vid den tiden, med temperaturer som nådde upp till 50 ° C nära ytan och tryck över 1 atmosfär . Det är möjligt att det också fanns en biosfär på Mars under den hesperiska perioden: i tre meteoriter med ursprung från mars  - ALH 84001 , Nakhla och Shergotti, upptäckte en grupp amerikanska forskare formationer som liknar de fossiliserade resterna av mikroorganismer i åldern från 4 miljarder till 165 miljoner. år.

Mars geologiska perioder i miljoner år

Se även

Anteckningar

  1. ↑ 1 2 3 Tanaka KL, Hartmann WK Kapitel 15 – Den planetariska tidsskalan // Den geologiska tidsskalan / FM Gradstein, JG Ogg, MD Schmitz, GM Ogg. — Elsevier Science Limited, 2012. — S. 275–298. — ISBN 978-0-444-59425-9 . - doi : 10.1016/B978-0-444-59425-9.00015-9 .
  2. ↑ Hartmann, 2003, s. 33-34.
  3. ^ Carr, MH; Head, JW (2010). Mars geologiska historia. jordens planet. sci. Lett., 294, 185-203. . doi : 10.1016/j.epsl.2009.06.042
  4. ↑ Tanaka, KL (1986). Mars stratigrafi. J. Geophys. Res., Seventeenth Lunar and Planetary Science Conference Del 1, 91(B13), E139-E158, doi : 10.1029/JB091iB13p0E139 . .
  5. ↑ Hartmann, WK; Neukum, G. (2001). Cratering Chronology and Evolution of Mars. I Chronology and Evolution of Mars, Kallenbach, R. et al. Eds., Space Science Reviews, 96: 105-164.
  6. ↑ Hartmann, WK (2005). Martian Cratering 8: Isochron Refinement and the Chronology of Mars. Ikaros, 174, 294-320. . doi : 10.1016/j.icarus.2004.11.023
  7. ↑ Greeley, R.; Spudis, P., 1981. Volcanism on Mars. Varv. Geofys. 19, sid. 13-41. . doi : 10.1029/RG019i001p00013
  8. ↑ Werner, S.C. (2009). Den globala vulkaniska evolutionära historien från Mars. Ikaros, 201, 44-68. . doi : 10.1016/j.icarus.2008.12.019 .
  9. ↑ Bibring, J.-P. et al. (2006). Global mineralogisk och vattenhaltig Mars-historia härledd från OMEGA/Mars Express-data. Science, 312 (400), doi : 10.1126/science.1122659