WikiSort.ru - Космос

ПОИСК ПО САЙТУ | о проекте

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

Донойский периодНойский периодГесперийский периодАмазонийский период

Примечания

  1. 1 2 3 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. Bibcode: 2010E&PSL.294..185C. 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. Bibcode: 1986LPSC...17..139T.
  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. Bibcode: 2005Icar..174..294H. DOI:10.1016/j.icarus.2004.11.023
  7. ↑ Greeley, R.; Spudis, P., 1981. Volcanism on Mars. Rev. Geophys. 19, pp. 13-41. Bibcode: 1981RvGeo..19...13G. DOI:10.1029/RG019i001p00013
  8. ↑ Werner, S.C. (2009). The Global Martian Volcanic Evolutionary History. Icarus, 201, 44-68. Bibcode: 2009Icar..201...44W. 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

См. также

Это заготовка статьи по астрономии. Вы можете помочь проекту, дополнив её.

Данная страница на сайте WikiSort.ru содержит текст со страницы сайта "Википедия".

Если Вы хотите её отредактировать, то можете сделать это на странице редактирования в Википедии.

Если сделанные Вами правки не будут кем-нибудь удалены, то через несколько дней они появятся на сайте WikiSort.ru .



Текст в блоке "Читать" взят с сайта "Википедия" и доступен по лицензии Creative Commons Attribution-ShareAlike; в отдельных случаях могут действовать дополнительные условия.

Другой контент может иметь иную лицензию. Перед использованием материалов сайта WikiSort.ru внимательно изучите правила лицензирования конкретных элементов наполнения сайта.

2019-2024
WikiSort.ru - проект по пересортировке и дополнению контента Википедии