Perioada hesperiană

Perioada Hesperiană  este perioada istoriei geologice a lui Marte (de la 3,74–3,5 până la 3,46–2,0 miliarde de ani în urmă) [1] . Numit după Podișul Hesperian ( latină  Hesperia Planum ) sau Podișul Hesperides .

Este împărțit în 2 ere [1] :

Descriere

Perioada Hesperiană este caracterizată de activitate vulcanică semnificativă și inundații catastrofale care au creat canale de scurgere la suprafață . Perioada Hesperiană este o perioadă intermediară și de tranziție în istoria lui Marte: în acest moment, clima s-a schimbat de la umedă și caldă, caracteristică perioadei Noahiene , la rece și uscată, ceea ce poate fi observat astăzi [2] . Perioada Hesperiană de astăzi nu are o datare exactă. Începutul său urmează imediat după sfârșitul Bombardamentului Greu [3] și poate coincide cu începutul perioadei Imbriene Târzii a Lunii [4] [5] cu aproximativ 3,7 miliarde de ani în urmă. Sfârșitul perioadei este mai puțin precis și este datat între 3,5 și 2 miliarde de ani în urmă [6] [1] , cea mai comună estimare este acum 3 miliarde de ani. Perioada Hesperiană corespunde aproximativ în timp eonului arhean timpuriu .

Odată cu sfârșitul Bombardamentului Greu de la sfârșitul perioadei Noach, vulcanismul a devenit principala cauză a proceselor geologice de pe Marte, care au dus la formarea de vaste provincii capcane și structuri vulcanice gigantice (patera) [7] . Începutul formării tuturor vulcanilor scut mari ai lui Marte [8] , inclusiv Olimpul , aparține perioadei Hesperiane . Cu gazele vulcanice, o cantitate mare de dioxid de sulf (SO 2 ) și hidrogen sulfurat (H 2 S) a ajuns în atmosfera lui Marte. Ca urmare a proceselor de intemperii, filosilicații au început să fie înlocuiți cu sulfați [9] .

Aparent, până la începutul perioadei târzii a perioadei hesperiene, densitatea atmosferei marțiane a scăzut la valori moderne. Pe măsură ce planeta s-a răcit, apa subterană conținută în grosimea scoarței planetare a format un strat gros de permafrost, acoperind zonele adânci cu apă în fază lichidă. Ca urmare a activității vulcanice și tectonice, stratul de permafrost a pătruns și au fost eliberate la suprafață cantități semnificative de apă lichidă care, curgând în jos, au format canale și rigole.

Sistemul Hesperian și perioada Hesperian au fost numite după Podișul Hesperian, o regiune muntoasă înaltă cu cratere moderată, situată la nord-est de Câmpia Hellas . Această regiune este formată din câmpii deluroase care au fost puternic erodate de vânturi și sunt străbătute de creste asemănătoare cu cele găsite în mările lunare.

În perioada Hesperiană, Marte avea o hidrosferă permanentă . Câmpia de nord a planetei a fost ocupată atunci de un ocean sărat cu un volum de până la 15-17 milioane km³ și o adâncime de 0,7-1 km (pentru comparație, Oceanul Arctic al Pământului are un volum de 18,07 milioane km³) . La anumite intervale, acest ocean s-a împărțit în două. Un ocean, rotunjit, a umplut bazinul de origine a impactului din regiunea Utopia , celălalt, de formă neregulată, a umplut regiunea Polului Nord al lui Marte. Existau multe lacuri și râuri la latitudini temperate și joase și ghețari pe Platoul de Sud. Marte avea o atmosferă foarte densă , asemănătoare cu cea a Pământului la acea vreme, cu temperaturi atingând până la 50 ° C aproape de suprafață și presiuni peste 1 atmosferă . Este posibil ca o biosferă să fi existat și pe Marte în perioada Hesperiană: în trei meteoriți de origine marțiană  - ALH 84001 , Nakhla și Shergotti, un grup de oameni de știință americani au descoperit formațiuni similare cu resturile fosilizate ale microorganismelor cu vârste cuprinse între 4 miliarde și 165 milioane. ani.

Perioadele geologice ale lui Marte în milioane de ani

Vezi și

Note

  1. ↑ 1 2 3 Tanaka KL, Hartmann WK Capitolul 15 – Scara de timp planetară // Scala de timp geologic / FM Gradstein, JG Ogg, MD Schmitz, GM 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, MH; Head, JW (2010). Istoria geologică a lui Marte. planeta pământului. sci. Lett., 294, 185-203. . doi : 10.1016/j.epsl.2009.06.042
  4. ↑ Tanaka, KL (1986). Stratigrafia lui Marte. J. Geophys. Res., Seventh Lunar and Planetary Science Conference Part 1, 91(B13), E139-E158, doi : 10.1029/JB091iB13p0E139 . .
  5. ↑ Hartmann, WK; Neukum, G. (2001). Cronologia craterelor și evoluția lui Marte. În Cronologia și evoluția lui Marte, Kallenbach, R. și colab. Eds., Space Science Reviews, 96: 105-164.
  6. ↑ Hartmann, WK (2005). Martian Cratering 8: Rafinamentul Isochron și cronologia lui Marte. Icar, 174, 294-320. . doi : 10.1016/j.icarus.2004.11.023
  7. ↑ Greeley, R.; Spudis, P., 1981. Vulcanismul pe Marte. Rev. Geophys. 19, pp. 13-41. . doi : 10.1029/RG019i001p00013
  8. ↑ Werner, S.C. (2009). Istoria evolutivă globală a vulcanului marțian. Icar, 201, 44-68. . doi : 10.1016/j.icarus.2008.12.019 .
  9. ↑ Bibring, J.-P. et al. (2006). Istoricul mineralogic și apos al lui Marte derivat din datele OMEGA/Mars Express. Science, 312 (400), doi : 10.1126/science.1122659