Hesperian - Hesperian

Hesperian
3700 - 3200 Ma (horní hranice nejistá - před asi 3200 až 2000 miliony let)
Hesperia Planum.jpg
MOLA obarvená reliéfní mapa Hesperia Planum , typové oblasti pro Hesperianský systém. Všimněte si, že Hesperia Planum má méně velkých kráterů nárazu než okolní Noachianský terén, což naznačuje mladší věk. Barvy označují nadmořskou výšku, přičemž červená je nejvyšší, žlutá střední a nejnižší zelená / modrá.
Chronologie
Pododdělení Brzy Heperian
Pozdní Hesperian
Informace o použití
Nebeské tělo Mars
Použitá časová stupnice Marťanský geologický časový rámec
Definice
Chronologická jednotka Doba
Stratigrafická jednotka Systém
Zadejte část Hesperia planum

Hesperian je geologický systém a doba na planetě Mars vyznačuje rozšířeným sopečnou činností a katastrofální povodní, která vyřezávané obrovské odtokové kanály přes povrch. Hesperián je přechodným a přechodným obdobím marťanské historie. Během Hesperského, Mars změnil z Wetter a snad teplejší světa Noachian na suchém a chladném a prašné planetě vidět i dnes. Absolutní věk of Hesperského období je nejistý. Začátek období následoval po konci pozdního těžkého bombardování a pravděpodobně odpovídá začátku lunárního období pozdního Imbria , přibližně před 3 700 miliony let (Mya). Konec Hesperiánského období je mnohem nejistější a mohl by se pohybovat kdekoli od 3 200 do 2 000 Mya, přičemž často se uvádí 3000 Mya. Hesperiánské období je zhruba shodné s časným archeanským věkem Země .

S poklesem těžkých dopadů na konci Noachianu se vulkanismus stal primárním geologickým procesem na Marsu, který produkoval rozsáhlé pláně povodňových čedičů a široké vulkanické konstrukce ( vysočina paterae ). V hesperovských dobách se začaly formovat všechny velké štítové sopky na Marsu, včetně Olympu Mons . Sopečné odplyňování uvolňovalo do atmosféry velké množství oxidu siřičitého (SO 2 ) a sirovodíku (H 2 S), což způsobilo přechod ve stylu zvětrávání z převážně fylosilikátu ( jílu ) na síranovou mineralogii . Kapalná voda se stala více lokalizované v rozsahu a otočil kyselejší, neboť ve styku s SO 2 a H 2 S za vzniku kyseliny sírové .

Na začátku pozdního Hesperianu se atmosféra pravděpodobně ztenčila na současnou hustotu. Když se planeta ochladila, podzemní voda uložená v horní kůře (mega regolit ) začala zmrznout a vytvořila hustou kryosféru překrývající hlubší zónu kapalné vody. Následná vulkanická nebo tektonická aktivita příležitostně rozbila kryosféru, uvolnila na povrch obrovské množství hluboké podzemní vody a vyřezala obrovské odtokové kanály . Velká část této vody tekla na severní polokouli, kde se pravděpodobně spojila a vytvořila velká přechodná jezera nebo oceán pokrytý ledem.

Popis a původ názvu

Hesperian systém a doba je pojmenována po Hesperia Planum , mírně kráterovaný highland regionu severovýchodní části Hellas pánve. Typ oblasti z Hesperského systému je v Mare Tyrrhenum čtyřúhelníku (MC-22), kolem 20 ° S 245 ° W  /  20 ° J 245 ° Z  / -20; -245 . Tato oblast se skládá z valivých, větrných plání s bohatými vráskami, které se podobají těm na měsíční marii . Tyto „vyvýšené pláně“ jsou interpretovány jako čedičové lávové proudy ( povodňové čediče ), které vybuchly z trhlin. Početní hustota velkých impaktních kráterů je mírná, s průměrem přibližně 125–200 kráterů větším než 5 km na milion km 2 . Hřebenovité pláně ve věku Hesperia pokrývají zhruba 30% povrchu Marsu; jsou nejvýznamnější v Hesperia Planum, Syrtis Major Planum , Lunae Planum, Malea Planum a Syria-Solis-Sinai Plana v jižní části Tharsis .

Noachian Noachian Amazonian (Mars)
Marťanská časová období (před miliony let)

Hesperiánská chronologie a stratigrafie

Schematický průřez obrázku vlevo. Povrchové jednotky jsou interpretovány jako sled vrstev ( vrstev ), přičemž nejmladší nahoře a nejstarší dole jsou v souladu se zákonem superpozice .
Obrázek HiRISE ilustrující superpozici , princip, který umožňuje geologům určit relativní věk povrchových jednotek. Tmavě lávový proud leží nad (je mladší než) světle tónovaný, více kráterovaný terén vpravo. Ejecta kráteru ve středu překrývá obě jednotky, což naznačuje, že kráter je nejmladším prvkem na obrázku. (Viz průřez vpravo nahoře.)

Marťanská časová období jsou založena na geologickém mapování povrchových jednotek ze snímků kosmických lodí . Povrchová jednotka je terén s výraznou strukturou, barvou, albem , spektrálními vlastnostmi nebo sadou reliéfů, které jej odlišují od ostatních povrchových jednotek, a je dostatečně velký na to, aby se zobrazil na mapě. Mapeři používají stratigrafický přístup propagovaný počátkem 60. let pro foteologické studie Měsíce . Ačkoli na základě povrchových charakteristik není povrchovou jednotkou samotný povrch nebo skupina reliéfu . Je to vyvodit geologický útvar (např, tvorba ) představující listového, wedgelike nebo deskovité těleso horniny, která tvoří základ povrchu. Povrchovou jednotkou může být usazenina ejektu kráteru, proud lávy nebo jakýkoli povrch, který může být ve třech rozměrech zobrazen jako diskrétní vrstva vázaná nad nebo pod sousedními jednotkami (znázorněno vpravo). Pomocí principů, jako je superpozice (znázorněno vlevo), průřezové vztahy a vztah hustoty impaktního kráteru k věku, mohou geologové umístit jednotky do relativní věkové sekvence od nejstarší po nejmladší. Jednotky podobného věku jsou globálně seskupeny do větších časově stratigrafických ( chronostratigrafických ) jednotek, které se nazývají systémy . Pro Mars jsou definovány tři systémy: Noachian , Hesperian a Amazonian. Geologické jednotky ležící pod (staršími) Noachian jsou neformálně označovány jako Pre-Noachian. Geologickým časovým ( geochronologickým ) ekvivalentem Hesperiánského systému je Hesperiánské období. Hornické nebo povrchové jednotky Hesperiánského systému byly vytvořeny nebo uloženy během Hesperiánského období.

Systém vs. období

e   h
Segmenty horniny ( vrstvy ) v chronostratigrafii Časová období v geochronologii Poznámky (Mars)
Eonothem Eon nepoužívá se pro Mars
Erathem Éra nepoužívá se pro Mars
Systém Doba 3 celkem; Délka 10 8 až 10 9 let
Série Epocha 8 celkem; Délka 10 7 až 10 8 let
Etapa Stáří nepoužívá se pro Mars
Chronozon Chron menší než věk / fáze; nepoužívá časový harmonogram ICS

Systém a období nejsou ve formální stratigrafické nomenklatuře zaměnitelné, i když jsou v populární literatuře často zaměňovány. Systém je idealizovaný stratigrafický sloup založený na fyzickém horninovém záznamu oblasti typu (sekce typu) korelovaného s horninami z mnoha různých míst po celé planetě. Systém je svázán nahoře i dole vrstvami se zřetelně odlišnými charakteristikami (na Zemi, obvykle indexovými fosiliemi ), které naznačují dramatické (často náhlé) změny dominantní fauny nebo podmínek prostředí. (Viz příklad hranice mezi křídou a paleogenem .)

Kamenné úseky v daném systému mohou na jakémkoli místě obsahovat mezery ( neshody ) analogické chybějícím stránkám v knize. Na některých místech skály v systému zcela chybí kvůli nedepozici nebo pozdější erozi. Například skály křídového systému chybí ve většině středovýchodních východních částí Spojených států. Stále zde však nastal časový interval křídy (křídové období). Geologické období tedy představuje časový interval, během kterého byly uloženy vrstvy systému, včetně jakéhokoli neznámého množství času přítomného v mezerách. Období se měří v letech a jsou určena radioaktivním datováním . Na Marsu nejsou radiometrické věky k dispozici, s výjimkou marťanských meteoritů, jejichž původ a stratigrafický kontext nejsou známy. Místo toho jsou absolutní věky na Marsu určovány hustotou impaktního kráteru, která silně závisí na modelech tvorby kráteru v průběhu času. Počáteční a koncové datum pro marťanská období jsou tedy nejisté, zejména pro hranici Hesperian / Amazonian, která může být omylem faktorem 2 nebo 3.

Hranice a členění

Geologický kontakt Noachian a Hesperian Systems. Hesperiánské hřebenové pláně (Hr) se rozkládají a překrývají starší noachovské kráterové plošinové materiály (Npl). Všimněte si, že vyvýšené pláně částečně pohřbívají mnoho starých kráterů ve věku Noachianů. Obrázek je mozaika THEMIS IR, založená na podobné vikingské fotografii zobrazené v Tanaka et al. (1992), obr. La, str. 352.
Přibližný geologický kontakt svrchní lávové zástěry lávy z Alba Mons (Hal) s formací spodního amazonského Vastitas Borealis (Avb). Obrázek je topografická mapa MOLA adaptovaná od Ivanova a Heada (2006), obr. 1, 3 a 8.

Dolní hranice Hesperiánského systému je definována jako základna vyvýšených plání, které jsou typické pro Hesperia Planum a pokrývají asi třetinu povrchu planety. Ve východní části Hesperia Planum překrývaly vyvýšené pláně počátkem až polovinou kráteru platanské materiály ve věku Noachianů (na obrázku vlevo). Hesperianova horní hranice je složitější a byla několikrát předefinována na základě stále podrobnějšího geologického mapování. V současné době je stratigrafická hranice Hesperianu s mladším amazonským systémem definována jako základ formace Vastitas Borealis (na obrázku vpravo). Vastitas borealis je obrovský, nízko položená rovina, která pokrývá většinu severní polokouli Marsu. Obecně se to interpretuje tak, že se skládá z přepracovaných sedimentů pocházejících z odtokových kanálů pozdní Hesperie a může to být pozůstatek oceánu, který pokrýval povodí severní nížiny. Další interpretace formace Vastitas Borealis je, že sestává z lávových proudů.

Hesperiánský systém se dělí na dvě chronostratigrafické řady : dolní a spodní Hesperian. Seriál je založen na referentech nebo místech na planetě, kde povrchové jednotky naznačují výraznou geologickou epizodu, kterou lze časem rozeznat podle věku kráteru a stratigrafické polohy. Například Hesperia Planum je referenčním místem pro sérii Lower Hesperian Series. Odpovídajícími geologickými časovými (geochronologickými) jednotkami dvou Hesperianových sérií jsou raná a pozdní Hesperiánská epocha . Všimněte si, že epocha je pododdělení období; tyto dva výrazy nejsou ve formální stratigrafii synonymem. Věk hranic rané a pozdní Hesperian je nejistý, pohybuje se před 3600 až 3200 miliony let na základě počtu kráterů. Průměr rozsahu je uveden na časové ose níže.

Hesperiánské epochy (před miliony let)

Stratigrafické termíny jsou obvykle matoucí pro geology i negeology. Jedním ze způsobů, jak vyřešit potíže, je následující příklad: Jeden by mohl snadno přejít do Cincinnati v Ohiu a navštívit skalní výchoz v horně ordovické sérii ordovického systému. Mohli byste tam dokonce sbírat fosilní trilobity . Nicméně, jste nemohli navštívit pozdně Ordovician epocha v Ordovician období a sbírat skutečné trilobita.

Zemské schéma rigidní stratigrafické nomenklatury je na Marsu úspěšně aplikováno již několik desetiletí, ale má řadu nedostatků. Systém bude nepochybně zdokonalen nebo nahrazen, jakmile bude k dispozici více a lepších dat. (Viz mineralogická časová osa níže jako příklad alternativy.) Získání radiometrických stáří na vzorcích z identifikovaných povrchových jednotek je zjevně nutné pro úplnější pochopení marťanské chronologie.

Mars v období Hesperian

Vikingský orbiter pohled na povrch ve věku Hesperianů v Terra Meridiani . Malé impaktní krátery pocházejí z období Hesperiánů a vypadají ostře i přes svůj vysoký věk. Tento obrázek naznačuje, že eroze na Marsu byla od konce Noachiana velmi pomalá . Obrázek má 17 km napříč a je založen na Carr, 1996, str. 134, obr. 6-8.

Hesperián byl obdobím klesajícího počtu impaktních kráterů, intenzivní a rozšířené sopečné činnosti a katastrofických záplav. Mnoho z hlavních tektonických rysů na Marsu se formovalo v tomto okamžiku. Hmotnost obrovské Tharsis Bulge zdůrazňovala kůru a vytvářela rozsáhlou síť extenzivních zlomenin ( fossae ) a kompresních deformačních prvků ( vráskové hřebeny ) na celé západní polokouli. Obrovský systém rovníkového kaňonu Valles Marineris vznikl během Hesperian v důsledku těchto napětí. Zvětrávání kyselinou sírovou na povrchu produkovalo množství síranových minerálů, které se vysrážely v odpařovacím prostředí , které se rozšířilo s rostoucím suchem planety. Hesperiánské období bylo také dobou, kdy se nejstarší důkazy o ledové aktivitě a procesech souvisejících s ledem objevují v marťanském geologickém záznamu.

Impaktní kráter

Jak bylo původně koncipováno, Hesperiánský systém odkazoval na nejstarší povrchy na Marsu, které následovaly po konci těžkého bombardování . Hesperián byl tedy časovým obdobím rychle klesajících impaktních kráterů. Načasování a míra poklesu jsou však nejisté. Záznam měsíčních kráterů naznačuje, že míra dopadů ve vnitřní sluneční soustavě během Noachiana (před 4000 miliony let) byla 500krát vyšší než dnes. Planetární vědci stále diskutují o tom, zda tyto vysoké rychlosti představují konec planetárního narůstání nebo pozdní kataklyzmatický puls, který následoval po klidnějším období nárazové aktivity. Na začátku Hesperianu však míra dopadu pravděpodobně poklesla na přibližně 80krát větší než současná míra a na konci Hesperianu, přibližně o 700 milionů let později, se míra začala podobat té, která je vidět dnes.

Poznámky a odkazy

Bibliografie a doporučené čtení