Гесперийский период

Гесперийский период — период геологической истории Марса (от 3,74—3,5 до 3,46—2,0 млрд лет назад)[1]. Назван по Гесперийскому плато (лат. Hesperia Planum) или плато Гесперид.

Делится на 2 эпохи[1]:

  • раннегесперийская (от 3,74—3,5 до 3,65—3,2 млрд лет назад),
  • позднегесперийская (от 3,65—3,2 до 3,46—2,0 млрд лет назад).

Описание

Гесперийский период характеризуется значительной вулканической активностью и катастрофическими наводнениями, в результате которых на поверхности образовались каналы оттока. Гесперийский период является промежуточным и переходным в истории Марса: в это время климат изменился от влажного и тёплого, свойственного нойскому периоду, к холодному и сухому, который можно наблюдать и сейчас[2]. Гесперийский период на сегодняшний день не имеет точной датировки. Его начало следует сразу по окончании Тяжёлой бомбардировки[3] и, возможно, совпадает с началом позднеимбрийского периода Луны[4][5] около 3,7 миллиардов лет назад. Конец периода определён менее точно и датируется между 3,5 и 2 миллиардами лет назад[6][1], чаще всего звучит оценка в 3 миллиарда лет назад. Гесперийский период по времени примерно соответствует раннему архейскому эону.

С прекращением Тяжёлой бомбардировки в конце нойского периода вулканизм стал основной причиной геологических процессов на Марсе, в результате которых образовались обширные трапповые провинции и гигантские вулканические постройки (патеры)[7]. К гесперийскому периоду относится начало формирования всех крупных щитовых вулканов Марса[8], включая Олимп. С вулканическими газами в атмосферу Марса попало большое количество диоксида серы (SO2) и сероводорода (H2S) . В результате процессов выветривания филлосиликаты стали замещаться сульфатами[9].

По всей видимости к началу позднего периода гесперийского периода плотность атмосферы Марса снизилась до современных значений. По мере остывания планеты подземные воды, содержавшиеся в толще планетарной коры, сформировали толстый слой мерзлоты, перекрывающий глубинные зоны с водой в жидкой фазе. В результате вулканической и тектонической деятельности слой мерзлоты проламывался и на поверхность освобожались значительные объёмы жидкой воды, которые стекая образовывали русла и промоины.

Гесперийская система и гесперийский период были названы по Гесперийскому плато — умеренно покрытому кратерами высокогорному региону, находящемуся к северо-востоку от равнины Эллада. Эта область состоит из холмистых равнин, подвергшихся сильной ветровой эрозии и пересечена грядами, напоминающими аналогичные, встречающиеся в лунных морях.

В гесперийском периоде Марс имел постоянную гидросферу. Северную равнину планеты тогда занимал солёный океан объёмом до 15—17 млн км³ и глубиной 0,7—1 км (для сравнения, Северный Ледовитый океан Земли имеет объём 18,07 млн км³). В отдельные промежутки времени этот океан распадался на два. Один океан, округлый, заполнял бассейн ударного происхождения в районе Утопии, другой, неправильной формы, — район Северного полюса Марса. В умеренных и низких широтах было много озёр и рек, на Южном плато — ледники. Марс обладал очень плотной атмосферой, аналогичной той, которая в то время была у Земли, при доходившей у поверхности до 50 °C температуре и давлении свыше 1 атмосферы. Не исключено, что в гесперийском периоде на Марсе существовала и биосфера: в трех метеоритах марсианского происхождения — ALH 84001, Нахла и Шерготти группой американских ученых были обнаружены образования, схожие с окаменелыми останками микроорганизмов возрастом от 4 миллиардов до 165 миллионов лет.

Геологические периоды Марса в млн лет

Нойский периодГесперийский периодАмазонийский период

См. также

Примечания
  1. Tanaka K.L., Hartmann W.K. Chapter 15 – The Planetary Time Scale // The Geologic Time Scale / F. M. Gradstein, J. G. Ogg, M. D. Schmitz, G. M. Ogg. — Elsevier Science Limited, 2012. — P. 275–298. — ISBN 978-0-444-59425-9. — doi:10.1016/B978-0-444-59425-9.00015-9.
  2. Hartmann, 2003, pp. 33-34.
  3. Carr, M.H.; Head, J.W. (2010). Geologic History of Mars. Earth Planet. Sci. Lett., 294, 185—203. . doi:10.1016/j.epsl.2009.06.042
  4. Tanaka, K.L. (1986). The Stratigraphy of Mars. J. Geophys. Res., Seventeenth Lunar and Planetary Science Conference Part 1, 91(B13), E139-E158, doi:10.1029/JB091iB13p0E139. .
  5. Hartmann, W.K.; Neukum, G. (2001). Cratering Chronology and Evolution of Mars. In Chronology and Evolution of Mars, Kallenbach, R. et al. Eds., Space Science Reviews, 96: 105—164.
  6. Hartmann, W.K. (2005). Martian Cratering 8: Isochron Refinement and the Chronology of Mars. Icarus, 174, 294—320. . doi:10.1016/j.icarus.2004.11.023
  7. Greeley, R.; Spudis, P., 1981. Volcanism on Mars. Rev. Geophys. 19, pp. 13-41. . doi:10.1029/RG019i001p00013
  8. Werner, S.C. (2009). The Global Martian Volcanic Evolutionary History. Icarus, 201, 44-68. . doi:10.1016/j.icarus.2008.12.019.
  9. Bibring, J.-P. et al. (2006). Global Mineralogical and Aqueous Mars History Derived from OMEGA/Mars Express Data. Science, 312(400), doi:10.1126/science.1122659


This article is issued from Wikipedia. The text is licensed under Creative Commons - Attribution - Sharealike. Additional terms may apply for the media files.