Гесперийская эра

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к: навигация, поиск

Гесперийская эра — эра геологической истории Марса (3,5—2,5 млрд лет назад). Названа по Гесперийскому плато (англ.) (лат. Hesperia Planum) или плато Гесперид.

Описание[править | править вики-текст]

Гесперийская эра характеризуется значительной вулканической активностью и катастрофическими наводнениями, в результате которых на поверхности образовались каналы оттока. Гесперийская эра является промежуточной и переходной в истории Марса, во время которой климат изменился от влажного и тёплого, свойственного нойской эре, к холодному и сухому, который можно наблюдать и сейчас[1]. Гесперийская эра на сегодняшний день не имеет точной датировки. Начало эры следует сразу по окончанию Тяжёлой бомбардировки[2] и возможно совпадает с началом позднеимбрийского периода Луны[3][4] около 3,7 миллиардов лет назад. Конец эры определён менее точно и датируется между 3,2 и 2 миллиардами лет назад[5], чаще всего звучит оценка в 3 миллиарда лет назад. Гесперийская эра по времени примерно соответствует раннему архейскому эону.

С прекращением Тяжёлой бомбардировки в конце нойской эры вулканизм стал основной причиной геологических процессов на Марсе, в результате которых образовались обширные трапповые провинции и гигантские вулканические постройки (патеры)[6]. К гесперийской эре относится начало формирования всех крупных щитовых вулканов Марса[7], 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[8].

По всей видимости к началу позднего периода гесперийской эры 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 Гесперийская эра были названы по Гесперийскому плато - умеренно покрытому кратерами высокогорному региону, находящемуся к северо-востоку от бассейна Хеллас. Эта область состоит из холмистых равнин, подвергшихся сильной ветровой эрозии и пересечена грядами, напоминающими аналогичные, встречающиеся в лунных морях.

В гесперийской эре Марс имел постоянную гидросферу. Северную равнину планеты в ту эру 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 гесперийскую эру на Марсе существовала и биосфера: в трех метеоритах марсианского происхожденияALH 84001, Накла и Шерготти группой американских ученых были обнаружены образования, схожие с окаменелыми останками микроорганизмов возрастом от 4 миллиардов до 165 миллионов лет.

Геологические эры Марса в млн лет

Нойская эра Гесперийская эра Амазонийская эра

Примечания[править | править вики-текст]

  1. Hartmann, 2003, pp. 33-34.
  2. Carr, M.H.; Head, J.W. (2010). Geologic History of Mars. Earth Planet. Sci. Lett., 294, 185—203.
  3. 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. http://adsabs.harvard.edu/full/1986LPSC...17..139T.
  4. 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.
  5. Hartmann, W.K. (2005). Martian Cratering 8: Isochron Refinement and the Chronology of Mars. Icarus, 174, 294—320.
  6. Greeley, R.; Spudis, P., 1981. Volcanism on Mars. Rev. Geophys. 19, pp. 13-41.
  7. Werner, S.C. (2009). The Global Martian Volcanic Evolutionary History. Icarus, 201, 44-68.
  8. 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[править | править вики-текст]